CONOCEMOS LAS ESTRELLAS

Somos un Grupo de Trabajo formado por los alumnos y alumnas de 6º de Primaria Enrique Ávila Carrillo, Ana Barranco Padilla, Jesús Cañadas Pavón, Rafael Contreras Aranda, Elena Cuevas Roldán y Carmen Fuentes Güeto, así como el maestro de Conocimiento del Medio y Coordinador TIC don Antonio Córdoba Arroyo. Con este BLOG petendemos acercarnos aún más al conocimiento de las estrellas. Este BLOG surge del Proyecto de Innovación Educativa 2008/2009 “La escritura en WEBLOG como Actividad Educartiva”

La diferencia básica entre una estrella y un planeta, es que una estrella emite luz producida en su interior por ‘combustión’ nuclear, mientras que un planeta sólo brilla por la luz que pueda reflejar.

El Sol es nuestra propia y especial estrella. Pero, entre las estrellas, es una estrella muy común. Hay estrellas mucho más brillantes, o más tenues, más calientes, o más frías que el Sol. Básicamente, sin embargo, todas las estrellas que podemos ver en el cielo son objetos similares al Sol.

El Sol (y cualquier otra estrella) es una gran bola de gases compactada por su propia gravedad. La fuerza de la gravedad está continuamente tratando de compactar al Sol hacia su centro, y si no hubiese otra fuerza contrarrestándola, el Sol colapsaría.

Las estrellas se forman a partir de concentraciones en gigantescas nubes de gases. Estas se contraen debido a su propia atracción gravitatoria. A medida que la nube se encoge, pierde parte de la energía almacenada en ella como energía potencial gravitatoria. Ésta es convertida en calor, que en los primeros tiempos de la estrella embrionaria puede escapar fácilmente, y así la nube de gas permanece fría. Al aumentar la densidad de la nube, se hace más difícil la salida para el calor, y así el centro se calienta. Si la nube es lo suficientemente grande, el aumento de la temperatura es suficiente para que ocurran reacciones nucleares. Esto genera más calor, y la ocurre la ‘combustión’ de hidrógeno en helio, como en el Sol. Desde ese momento el objeto es una estrella.

En sus primeras etapas la estrella embriónica está todavía rodeada de los restos de la nube de gas original, de la que se formó. En esta etapa los restos de la nube toman la forma de un disco alrededor de la estrella. La radiación de la estrella gradualmente disipa este disco, posiblemente dejando atrás un sistema de objetos menores; planetas.

El estudio fotográfico de las estrellas lo inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.

Las diversas etapas en la secuencia de las estrellas, 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.

Clase B: Palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. 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, …

Es posible que en alguna ocasión necesitemos orientarnos por las Sierras Subbéticas y no tengamos a mano una brújula o algún indicio claro de la situación de los puntos cardinales. La orientación de noche se puede realizar a través de las estrellas si el cielo subbético está despejado.

En el hemisferio Norte, para saber donde se encuentra el Norte deberemos identificar la situación de la estrella Polar. Esto es posible a partir de la figura del “carro” de la constelación de la Osa Mayor.

Si seguimos alejándonos del polo Norte celeste, nos adentraremos en el hemisferio Sur del cielo y las estrellas describen círculos centrados en el polo Sur celeste, como se aprecia en la siguiente ilustración.

Partiendo, pues, de la figura del carro de la Osa Mayor podemos identificar la estrella Polar. Esta es la estrella del extremo del pequeño “carro” que también forma la Osa menor y, además, la más brillante de ellas, aunque es una estrella discreta a simple vista.

En cierto modo, la Luna, preciosa en el Parque de la Subbética,  también puede ser un elemento de orientación. Cuando está creciente sus puntas señalan siempre al Este, y cuando está menguante lo hacen hacia el Oeste.

Algunas estrellas son más brillantes que otras. La magnitud de un objeto celeste es la medida de lo brillante que se ve desde La Tierra. Los objetos celestes se pueden ver más brillantes porque envían mucha luz, o porque están muy cerca de la Tierra.

En el Siglo II Antes de Cristo, el Astrónomo griego Hipparcos dividió las estrellas en seis clases o magnitudes por su brillantez relativa. Enumeró las magnitudes de 1 (las más brillantes) a 6 (las menos brillantes).

Los astrónomos modernos usan un sistema de clasificación similar. Pero en vez de juzgar con sus propios ojos, utilizan un instrumento llamado fotómetro para medirlas. La magnitud para las estrellas mas brillantes es negativa (-). La estrella más brillante SIRIO tiene una magnitud de -1.5 y las magnitudes oscilan hasta +24 para los objetos más tenues vistos por telescopios grandes. Una diferencia de magnitud, significa una proporción de brillantez de aproximadamente 2 veces y media. Las magnitudes están indicadas en los mapas de estrellas.

Por ejemplo, la estrella de magnitud 0 como VEGA, se ve 2 veces y media más brillante que una estrella de magnitud 1 como DENEB y como 6′3 veces más brillante que POLARIS de magnitud 2.

La escala de magnitudes: La escala de magnitudes sirve para no tener que usar números con muchos decimales cuando se habla del brillo de las estrellas.

Magnitud aparente: La magnitud aparente es una cifra que indica la cantidad de luz de las estrellas que llega al observador.

Cuanto más brillante es la estrella, menor es la cifra de su magnitud. La regla es: por cada cinco magnitudes que se suman, el brillo se divide por cien.

Ejemplo: la estrella Vega, una de las más brillantes, tiene magnitud cero. Las estrellas de magnitud 5 tienen un brillo de 0,01 vegas, y las de magnitud 10 de 0,0001 vegas. También hay magnitudes negativas; si un satélite artificial tiene un brillo de 100 vegas, se dice que su magnitud aparente es -5.

Mirando desde un desierto, en una noche sin luna, las estrellas menos brillantes que se ven sin aparatos tienen magnitud 6. Mirando desde Cabra, las menos brillantes son de magnitud 1 ó 2 (normalmente).

Magnitud absoluta: La magnitud absoluta de una estrella es una medida de la cantidad total de luz que emite. Es decir, una medida de su brillo real. La magnitud absoluta no es una cifra muy ilustrativa; es más fácil hacerse una idea del brillo real si lo pasamos a “soles”

Las magnitudes absolutas siguen la misma regla que las magnitudes aparentes: sumar cinco magnitudes equivale a dividir el brillo por cien.

En la parte de arriba de la tabla anterior caen las estrellas de magnitud absoluta cero, que son 75 veces más brillantes que el sol. En el centro las estrellas del mismo brillo que el sol (el sol tienen magnitud 4,7). En la cola de la clasificación, comn magnitud 15, está Próxima Centauri, que aunque es la más cercana al Sol (que se sepa) no se puede ver sin telescopio. Su brillo real es 1/20000 del brillo del sol (magnitud absoluta 15,4).

En la galaxia hay muchísimas más estrellas poco brillantes que estrellas muy brillantes. La mayoría de las estrellas brillan menos que el Sol, y en cambio de las que brillan como diez, cien, mil o diez mil soles hay poquísimas. Pero casi todas las que vemos en una noche estrellada pertenecen a esta minoría, porque aunque son pocas, se ven de muy lejos.

Estas son las 20 estrellas más brillantes de nuestro cielo

“Estrellas fugaces” es el nombre que la gente ha usado durante muchos siglos para referirse a los meteoros, intensos flashes de luces que se mueven producidos por pequeños trozos de rocas interplanetarias y escombros colisionando e incendiándose al entrar en las capas altas de la atmósfera terrestre. Viajando a miles de kilómetros por hora, estás fragmentos de rocas se queman rápidamente por fricción con la atmósfera a una altura entre 45 y 120 kilómetros de altura sobre el suelo. Casi todos se destruyen en este proceso,  y los pocos que sobreviven y alcanzan el suelo se conocen como meteoritos.

Cuando un meteoro aparece en el cielo, parece que cruza una parte del cielo muy rápidamente, y su pequeño tamaño e intenso brillo hacen que la gente piense que son estrellas. Si tenemos la suerte de ver un meteorito en Cabra (un meteoro que llega a alcanzar el suelo), y ver donde cae, será facil que pensemos que acabamos de ver una estrella caer.

Las «estrellas que se caen», son en realidad pequeños trozos de roca, algunos tan pequeños como granos de arena, que están diseminados por el espacio entre los planetas moviéndose a gran velocidad. Cuando esos granitos de polvo chocan contra la atmósfera terrestre, a unos 180.000 kilómetros por hora, el roce con el aire hace que se quemen emitiendo luz y provocando ese trazo luminoso característico que es tan hermoso ver pero que tan poco dura.

Los meteoritos que podemos ver a simple vista tienen una masa de una decenas de gramos; sin embargo, se estima que caen diariamente sobre la Tierra alrededor de miles de millones de meteoritos, aunque son tan pequeños que la masa total es de alrededor de una tonelada (1.000 kilogramos).

Hay épocas en el año en que el número de estrellas fugaces que podemos ver es mucho mayor, en algunos casos llega hasta unas cincuenta por hora. Esto se debe a que la Tierra se está moviendo en una región del espacio más densamente poblada por granos de polvo, produciéndose así una «lluvia de meteoritos». Esta mayor densidad de granos de polvo en una determinada región ha sido provocada por el paso o bien por la destrucción de algunos cometas.

A lo largo de los años, los cometas van llenando su órbita de polvo, y al final de sus vidas, debido a que fueron perdiendo la materia que los forma en cada una de sus órbitas, se rompen desparramando aún más la roca y el hielo que los formaba por el espacio. Cada tanto, la Tierra cruza la que fuera la órbita de algún cometa, chocando contra los restos del mismo y provocando entonces una excepcional lluvia de meteoritos.

Al mirar el cielo en una de esas noches, las estrellas fugaces parecen todas salir de un «punto radiante», ya que por perspectiva las trayectorias paralelas de los meteoritos parecen juntarse en un mismo punto del cielo; por esa razón, se bautiza a la lluvia de meteoritos con el nombre de la constelación en la que se ubica el punto radiante.

La aparición de meteoros es un hecho muy frecuente y algunos son tan espectaculares que pueden observarse a simple vista. En una noche oscura y despejada se pueden detectar sin ayuda de instrumentos hasta 10 meteoros por hora, pero a intervalos irregulares (pueden pasar diez o veinte minutos sin que observe ninguno); sin embargo, en las épocas denominadas de lluvia de estrellas se llegan a observar de 10 a 60 por hora (uno cada minuto). La contaminación lumínica hace que en las ciudades sea muy difícil disfrutar de este tipo de observaciones.

Las novas y supernovas son estrellas que explotan liberando en el espacio parte de su materia. Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular. Parece que ha nacido una estrella nueva.

Una nova: es una estrella que aumenta enormemente su brillo de forma súbita y después palidece lentamente, pero puede continuar existiendo durante cierto tiempo. Una supernova también, pero la explosión destruye o altera a la estrella. Las supernovas son mucho más raras que las novas, que se observan con bastante frecuencia en las fotos.

Antiguamente, a una estrella que aparecía de golpe donde no había nada, se le llamaba nova, o “estrella nueva”. Pero este nombre no es correcto, ya que estas estrellas existían mucho antes de que se pudieran ver a simple vista.

Supernovas: la explosión de una supernova es más destructiva y espectacular que la de una nova, y mucho más rara. Esto es poco frecuente en nuestra galaxia, y a pesar de su increíble aumento de brillo, pocas se pueden observar a simple vista y menos desde la luminosidad de Cabra.