Los astrónomos del pasado imaginaron
dibujos o agrupaciones de estrellas y les pusieron el nombre de diversas
figuras, animales y objetos religiosos. Este cuadro enumera algunas de
las constelaciones más importantes.
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12:31 Minutos
-Las Fases de la
Luna -
Las Fases Lunares - Eclipse de Luna - Fase Lunar - Eclipses Lunares http://youtu.be/CGKAgF9cYSM
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Octante
(astronomía), constelación austral que comprende el polo sur
celeste, situada entre las constelaciones del Pavo, Ave del Paraíso, Mesa
e Indio. La estrella más brillante es Ny Octantis, con una magnitud de
3,7. Sigma Octantis, de magnitud 5,5, es la estrella más próxima al polo
sur celeste, aunque su distancia angular respecto a éste varía debido al
movimiento de precesión (véase Eclíptica). Hacia 1870 la
distancia de Sigma Octantis al polo alcanzó su mínimo, unos 40 minutos
de arco, y se calcula que en la actualidad puede estar situada a 1 grado.
El Octante alberga además dos estrellas de magnitud 4 y una estrella
variable, R Octantis, de periodo largo y cuya magnitud varía entre
6,4 y 13,2. La constelación fue descrita en el siglo XVIII por el astrónomo
francés Nicolas Louis de La Caille.
Constelación, Cualquiera de las 88 agrupaciones de estrellas que aparecen en la esfera celeste y que toman su nombre de figuras religiosas o mitológicas, animales u objetos. Este término también se refiere a áreas delimitadas de la esfera celeste que comprenden los grupos de estrellas con nombre.
Los dibujos de constelaciones más antiguos que se conocen son motivos hechos en conchas, vasijas y tableros de juego de los sumerios, que señalan que las constelaciones ya habían sido establecidas el 4000 a.C. Los sumerios le dieron el nombre a la constelación Acuario, en honor a su dios An, que derrama el agua de la inmortalidad sobre la Tierra. Los babilonios ya habían dividido el zodíaco en 12 signos iguales hacia el 450 a.C. Las actuales constelaciones del hemisferio norte se diferencian poco de las que conocían los caldeos y los antiguos egipcios. Homero y Hesíodo mencionaron las constelaciones y el poeta griego Arato de Soli, dio una descripción en verso de 44 constelaciones en su Phaenomena. Tolomeo, astrónomo y matemático griego, en el Almagesto, describió 48 constelaciones, de las cuales, 47 se siguen conociendo por el mismo nombre.
En la antigüedad, muchos otros pueblos agruparon las estrellas en constelaciones, aunque su disposición no corresponde con las del Occidente antiguo. No obstante, algunas constelaciones chinas se parecen a las occidentales, indicando la posibilidad de un origen común. A finales del siglo XVI, los primeros exploradores europeos de los mares del Sur trazaron mapas del hemisferio austral. El navegante holandés Pieter Dirckz Keyser, que participó en la exploración de las Indias orientales en 1595 añadió nuevas constelaciones. Más tarde fueron añadidas otras constelaciones del hemisferio sur por el astrónomo alemán Johann Bayer —que publicó el primer atlas celeste extenso del mundo occidental: Uranometría—, por Hevelius y por el astrónomo francés Nicolas Louis de La Caille. Muchos otros propusieron nuevas constelaciones, pero los astrónomos acordaron finalmente una lista de 88. No obstante, los límites de las constelaciones siguieron siendo tema de discusión hasta 1930, cuando la Unión Astronómica Internacional fijó dichos límites.
Para designar las aproximadamente 1.300 estrellas brillantes, se utiliza el genitivo del nombre de las constelaciones, precedido por una letra griega; este sistema fue introducido por Johann Bayer. Por ejemplo, a la famosa estrella Algol, en la constelación Perseo, se le llama Beta Persei.
Estrella, gran cuerpo celeste
compuesto de gases calientes que emiten radiación electromagnética, en
especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que tienen lugar
en su interior. El Sol es una estrella. Con la única excepción del Sol,
las estrellas 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 relativos 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 un total de
8.000, la mitad en el hemisferio norte celeste y la otra mitad en el sur.
Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo en cada
hemisferio. A las demás las ocultan 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. A su vez,
la Vía Láctea es sólo una más de entre los varios cientos de millones
de galaxias visibles mediante los potentes telescopios modernos. 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. En términos de velocidad de
la luz, patrón utilizado por los astrónomos para expresar la distancia,
esta estrella triple está a unos 4,29 años luz. Es decir, la luz, que
viaja a unos 300.000 km/s, tarda más de cuatro años y tres meses en
llegar desde esta estrella hasta la Tierra.
El Sol es una estrella
típica, con una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera
saturada de gases calientes y por encima de ellas una corona más difusa y
una corriente de partículas denominada viento solar (estelar). Las áreas
más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares,
probablemente se encuentren en otras estrellas comunes; su existencia en
algunas grandes estrellas próximas se ha deducido mediante interferometría
(ver Interferómetro). La estructura interna del Sol y de otras
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.
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.
A las estrellas se las
denomina mediante números de acuerdo con los atlas y catálogos de
estrellas realizados por los observatorios astronómicos, excepto a las
relativamente pocas observables a simple vista. El primer catálogo de
estrellas fue obra del astrónomo griego Tolomeo en el siglo II d.C.
Conocido como Almagesto, enumeraba los nombres y las posiciones de
1.028 estrellas. En 1603, el astrónomo alemán Johann Bayer publicó en
Augsburgo un atlas estelar. Bayer mencionaba una cantidad de estrellas
mucho mayor que Tolomeo y las designaba mediante una letra griega y la
constelación, o configuración celeste, donde aparece la estrella.
En el siglo XVIII, el
astrónomo inglés John Flamsteed también publicó un atlas en el que las
estrellas eran denominadas según su constelación, pero Flamsteed las
diferenciaba con números en vez de letras. Este atlas contenía la
situación de unas 3.000 estrellas. El primer catálogo de estrellas
moderno, realizado en 1862 por el Observatorio de Bonn, en Alemania, da la
situación de más de 300.000 estrellas.
En 1887 un comité internacional
comenzó a trabajar en un catálogo detallado de estrellas. Fue realizado
a partir de fotografías tomadas por unos 20 observatorios, incluyendo
21.600 placas individuales, que muestran de 8 a 10 millones de estrellas.
Los catálogos de estrellas
modernos no son libros, sino copias de placas fotográficas de cristal
tomadas con telescopios de gran alcance. El primer informe importante de
este tipo se completó a mediados de la década de 1950, utilizando el
telescopio Schmidt de 1,22 m del Observatorio Monte Palomar. Cada
placa cubre una región del cielo de 6° por 6°, y 1.035 mapas cubren
todo el cielo visible desde este lugar. El conjunto de mapas
correspondiente al sur del cielo se ha realizado utilizando telescopios
Schmidt en Australia y Chile.
El estudio fotográfico
de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo estadounidense
Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su
colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al importante
descubrimiento de que los espectros estelares pueden estar dispuestos en
una secuencia continua según la intensidad relativa de ciertas líneas de
absorción. Las variaciones observadas dentro de la secuencia 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, se caracterizan sobre todo por las variaciones en la intensidad de
las líneas del hidrógeno que se dan por toda la secuencia. Además, las
líneas de otros elementos llegan a ser notables en diferentes etapas. Los
subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el
modelo dentro de cada clase.
Este grupo se caracteriza
en primer lugar por las 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.
En este grupo las 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 (e)
Orionis.
Este grupo comprende las
llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas
de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.
En este grupo son fuertes
las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del
hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta (δ)
Aquilae.
Este grupo 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 con frecuencia estrellas de tipo solar.
A este grupo pertenecen
las estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y líneas que indican
la presencia de otros metales. La luz violeta del espectro es menos
intensa (en comparación con la luz roja) que en las clases antes
mencionadas. Este grupo está tipificado por Arturo.
Este grupo comprende estrellas
con espectros dominados por bandas que resultan de la presencia de moléculas
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, Alpha Orionis, es típica de este grupo.
Estas características
son compatibles con la conclusión de que las estrellas de estas clases
son todas de similar composición química y están organizadas en un
orden de temperatura de más caliente a más frío. Las temperaturas de la
superficie de los distintos grupos son aproximadamente las siguientes: O,
22.200 °C; B, 13.900 °C; A, 10.000 °C; F, 6.600 °C;
G, 5.500 °C; K, 3.800 °C; M, 1.700 °C. La temperatura en
el centro de una estrella media es de unos 20.000.000 °C.
Más de la mitad de las
estrellas del firmamento son, de hecho, miembros de sistemas de dos
estrellas o de sistemas de estrellas múltiples. Algunas estrellas dobles
o binarias cercanas aparecen separadas cuando se las observa a través de
telescopios, pero a la mayoría se las detecta como dobles sólo por
medios espectroscópicos. Están compuestas por dos estrellas próximas
que giran en una órbita alrededor de su centro de masas. Fueron descritas
por primera vez en 1803 por el astrónomo británico William Herschel.
Las binarias espectroscópicas,
identificadas por primera vez en 1889, no son separables visualmente por
medio del telescopio, pero se pueden reconocer al duplicarse o ensancharse
las líneas del espectro cuando gira el par de estrellas. Cuando uno de
los componentes se aleja de la Tierra, el otro se aproxima a ella; las líneas
del espectro de la estrella que se aleja se desplazan hacia el rojo,
mientras que las de la estrella que avanza se desplazan hacia el violeta (ver
Efecto Doppler).
Otro tipo de estrella
doble es la llamada binaria eclipsante. Las estrellas de este tipo están
formadas por un componente más brillante y otro más oscuro. Vista desde
la Tierra, cuando la órbita es tal que la estrella más pálida eclipsa a
la más brillante, la intensidad de la luz que llega desde la estrella cae
hasta un mínimo. En estos sistemas binarios se produce una oscilación
periódica del brillo aparente.
Las investigaciones han
demostrado que una de cada dos o tres estrellas visibles con telescopio de
tamaño moderado es una estrella doble. Miles de binarias visuales y
muchos cientos de binarias espectroscópicas han sido estudiadas con gran
detenimiento. Estas estrellas son la fuente principal de información
sobre las masas estelares.
Es probable que todas
las estrellas, incluido el Sol, varíen ligeramente de brillo con cierta
periodicidad. Estas variaciones apenas son mensurables. Sin embargo,
algunas estrellas cambian mucho de brillo y se las denomina estrellas
variables. Hay muchos tipos. Unas repiten los ciclos con una precisión
casi de reloj; otras son muy irregulares. Algunas necesitan sólo horas o
días para volver a un brillo determinado, otras necesitan años. El
brillo de estas estrellas puede cambiar de modo casi imperceptible o de
forma violenta.
Las variables más espectaculares
son las novas y supernovas. Las novas pueden llegar a brillar hasta
200.000 veces más que el Sol perdiendo quizá una centésima o una milésima
del 1% de la masa del Sol a velocidades por encima de los 960 km/s.
Algunas novas repiten este proceso cada cierto tiempo hasta que pierden
demasiada masa para continuarlo.
Aunque las supernovas
tienen un nombre similar, son un fenómeno mucho más catastrófico y no
periódico. Representan la explosión real de una estrella que a veces
brilla durante unos pocos días el equivalente a unos 100.000 millones de
veces el brillo real del Sol antes de desvanecerse del todo. Dejan tras de
sí restos que se expanden y se contemplan como nubes brillantes de gas o
nebulosas. Un ejemplo es la nebulosa del Cangrejo, observada por primera
vez desde la Tierra como supernova en 1054. A veces también queda un púlsar
(véase más adelante) como vestigio en el centro de los restos. Las novas
se presentan con frecuencia en la Vía Láctea, quizá una de cada dos de
las que se observan cada año, pero las supernovas son mucho más raras.
La más reciente de la Vía Láctea apareció en 1604, aunque en 1987 se
tuvo la ocasión única de observar la explosión de una supernova en una
galaxia cercana que llamó mucho la atención.
Muchas estrellas variables
cambian su brillo porque oscilan, esto es, se expanden y se contraen de
forma parecida a un globo. Un tipo importante, llamadas variables cefeidas
(por Delta Cefei, de la constelación Cefeo), repiten sus ciclos de brillo
con bastante exactitud. Sus periodos oscilan de un día a unos cuatro
meses, siendo siempre cientos de veces más luminosos que el Sol. Cuanto más
largo sea el periodo de una variable cefeida, mayor será el brillo medio
de la estrella. Esta relación entre el periodo y la luminosidad,
descubierta por la astrónoma estadounidense Henrietta Leavitt, ha
resultado inestimable para medir distancias estelares, en particular las
de las galaxias cercanas. Para medir una distancia sólo se necesita
observar el brillo medio aparente de una cefeida. Las novas y
especialmente las supernovas también son medidas de distancia importantes
porque su increíble brillo en su luz máxima hace que se las pueda
observar a distancias enormes.
Las estrellas variables
son de un interés extraordinario porque su variación suele producirse
por alguna peculiaridad de su estructura interna que se desarrolla con el
tiempo. De este modo, las estrellas variables pueden aportar información
sobre la evolución estelar. Por ejemplo, las supernovas han consumido su
combustible nuclear y deben expulsar materia porque se hacen inestables
cuando sufren un colapso gravitacional.
Las binarias eclipsantes,
un tipo de estrella variable mencionado ya en la sección anterior,
cambian más por causas externas que por causas internas. Es típica la
estrella Algol, en la constelación Perseo. Algol es una estrella doble
formada por una componente brillante y otra más débil que giran una
alrededor de la otra en un plano casi en la línea de visión desde la
Tierra. Cuando la componente más oscura eclipsa a la más brillante, el
brillo aparente del par cae de modo abrupto; una disminución semejante
pero menos marcada se da cuando la componente más brillante eclipsa a la
más oscura. Los astrónomos han observado miles de binarias eclipsantes,
muy valiosas para medir las masas estelares.
Gracias a los radiotelescopios
se han descubierto numerosas fuentes distintas de radiopulsos, calificadas
como púlsares. Los periodos de vibración oscilan entre varios segundos y
una minúscula fracción de segundo, como confirman observaciones ópticas
y de rayos X. Estos periodos son tan constantes que sólo los relojes más
precisos pueden detectar un leve aumento en el intervalo del pulso medio y
sólo en unos pocos púlsares. Este aumento indica que tardarían un millón
de años en duplicar su periodo característico.
Los indicios sugieren
que los púlsares son estrellas de neutrones que giran con diámetros de sólo
unos 16 km. Es probable que giren una vez por periodo de vibración.
Su densidad es tan enorme que si la bola de la punta de un bolígrafo
tuviera una densidad semejante su masa alcanzaría más de 91.000
toneladas.
Las teorías sobre la evolución
estelar se basan fundamentalmente en pruebas obtenidas de estudios de los
espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones realizadas
han demostrado que muchas de las estrellas conocidas 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
aparece como una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama
temperatura-luminosidad desarrollado por el astrónomo danés Ejnar
Hertzsprung y el astrónomo estadounidense Henry Norris Russell y conocido
como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen
en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes
mencionadas.
Una estrella comienza
su ciclo como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción de
este gas y el consiguiente aumento de temperatura continúa hasta que la
temperatura interior de la estrella alcanza un valor de 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 deuterones (núcleos
de los llamados átomos de hidrógeno pesado) para formar núcleos de
helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía (ver Energía
nuclear), y se detiene la nueva contracción de la estrella.
Cuando finaliza la liberación
de energía de la reacción deuterón-núcleo de hidrógeno, la contracción
comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar hasta
que alcanza un punto en el que se puede dar una reacción entre el hidrógeno
y 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 merced a la acción catalítica
del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica
de la secuencia principal de estrellas mencionada antes y continúa hasta
que se consume todo el hidrógeno que hay. La estrella se hincha
gradualmente y se convierte en una gigante roja. Alcanza su mayor tamaño
cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si continúa
brillando, la temperatura del centro 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 las explosiones estelares conocidas como novas. Cuando una
estrella se despoja de su cubierta exterior por explosión como una nova o
una 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 por tanto su
vida con un surtido más rico de elementos más pesados que las anteriores
generaciones de estrellas. 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.
Las estrellas con una
masa muchas veces mayor que la del Sol recorren su ciclo de evolución con
rapidez según los patrones astronómicos, quizá un lapso 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. Para la discusión de los procesos nucleares de la evolución
estelar, ver Átomo.
El nacimiento de las estrellas
está íntimamente conectado con la presencia de granos de polvo y moléculas,
como en la nebulosa de Orión en nuestra galaxia. Aquí, el hidrógeno
molecular (H2) está condensado a altas densidades y
temperaturas, y sus moléculas están disociadas. Entonces, el hidrógeno
atómico vuelve a colapsarse y forma un denso núcleo estelar que atrae
gravitacionalmente el material circundante. El núcleo caliente disipa la
nube de polvo de las moléculas sobrecargadas y surge la nueva estrella.
Un posterior calentamiento gravitacional aumenta la temperatura hasta que
se pueden dar procesos nucleares. Las estrellas nacen, por lo general, en
pequeños grupos en un extremo de una gran nube molecular. Sucesivas
generaciones de estrellas se consumen cada vez más en el extremo de la
nube, dejando un rastro de estrellas de edad creciente.
Se ha observado el nacimiento
de estrellas en fotografías tomadas en una región del cielo durante un
periodo de años. Modernas técnicas de ultravioletas, infrarrojos y
radioastronomía han fijado con precisión otros lugares de formación de
estrellas y han detectado signos de los procesos que tienen lugar en la
actualidad.
