{"id":1278,"date":"2008-11-22T13:20:54","date_gmt":"2008-11-22T12:20:54","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=1278"},"modified":"2008-11-22T13:57:32","modified_gmt":"2008-11-22T12:57:32","slug":"un-viaje-por-las-estrellas-de-la-mano-del-aia-iya2009","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2008\/11\/22\/un-viaje-por-las-estrellas-de-la-mano-del-aia-iya2009\/","title":{"rendered":"Un viaje por las Estrellas de la mano del AIA-IYA2009"},"content":{"rendered":"

<\/span><\/strong>Estrella enana:<\/span><\/p>\n

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Estrella de la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell<\/a>. Las estrellas enanas tienen una clase de luminosidad V. La mayor\u00eda de las estrellas son de este tipo, como el Sol. Var\u00edan de masa entre 0,1 y 100 masas solares. El nombre proviene que las estrellas de la secuencia principal son m\u00e1s peque\u00f1as que aquellas con la misma masa que han evolucionado a gigantes. Las enanas blancas, enanas negras y enanas marrones no son enanas en este sentido de pertenecer a la secuencia principal.<\/p>\n

Estrella est\u00e1ndar<\/span>.<\/p>\n

Estrella utilizada para calibrar las observaciones de las estrellas que no han sido estudiadas previamente, particularmente en fotometr\u00eda. En espectrofotometr\u00eda, las estrellas est\u00e1ndar son comparadas\u00a0 con una fuente de cuerpo negro localizada cerca del telescopio de manera que la cantidad de radiaci\u00f3n emitida en cada longitud de onda sea conocida. En fotometr\u00eda convencional, las estrellas est\u00e1ndar tienen magnitudes y colores conocidos con precisi\u00f3n, con las que se pueden comparar las estrellas bajo estudio. Cada sistema de fotometr\u00eda (por ejemplo, la fotometr\u00eda de Johnson, la de Kron-Cousins Rl o la de Stromgren) tiene su propio conjunto de est\u00e1ndares que han sido comparados entre s\u00ed cuidadosamente. Las estrellas est\u00e1ndar deben ser lo suficientemente brillantes como para ser f\u00e1cilmente observables con peque\u00f1os telescopios, pero no tan brillantes como para que saturen los fot\u00f3metros de los grandes telescopios.<\/p>\n

Estrella evolucionada<\/span>:<\/p>\n

Estrella que ha agotado el combustible de hidr\u00f3geno en su n\u00facleo y ha evolucionado hacia fuera de la secuencia principal. Dependiendo de su masa, una estrella evolucionada puede estar quemando otros combustibles nucleares en su n\u00facleo e hidr\u00f3geno en una fina capa alrededor de \u00e9ste (como las gigantes), o puede estar constituida por combustible nuclear gastado (como las estrellas de neutrones<\/a> y las enanas blancas).<\/p>\n

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Estrella flare<\/span>:<\/p>\n

Estrella fulgurante<\/p>\n

Estrella flash<\/span>:<\/p>\n

T\u00e9rmino obsoleto para las estrellas fulgurantes encontradas en las asociaciones T y en los c\u00famulos j\u00f3venes. Dicha estrella se considera generalmente como un subtipo de las estrellas UV Ceti (designadas UVN), y es probablemente una forma de variable irregular (INB) que sufre adem\u00e1s fulguraciones.<\/p>\n

Estrella fugaz<\/span>:<\/p>\n

Nombre popular para meteoros.<\/p>\n

Estrella fugitiva<\/span>:<\/p>\n

Estrella joven que se mueve a altas velocidades, quiz\u00e1s a cientos de kil\u00f3metros por segundo, sugiriendo que ha sido eyectada de su lugar de nacimiento por alg\u00fan suceso violento. Dichas estrellas fueron probablemente una vez parte de una binaria, pero fueron eyectadas bien cuando su compa\u00f1era explot\u00f3 como supernova, o bien por medio de un encuentro cercano con otra binaria.<\/p>\n

Estrella fulgurante<\/span>:<\/p>\n

Forma de variable eruptiva que sufre fulguraciones bruscas e impredecibles con un tiempo de aumento de segundos y un tiempo de atenuaci\u00f3n de minutos.<\/p>\n

Las estrellas fulgurantes tienen un espectro de tipo Ke o Me y un intenso campo magn\u00e9tico. Aunque el t\u00e9rmino es generalmente tomado como sin\u00f3nimo de estrella UV Ceti, las estrellas BY Draconis tambi\u00e9n presentan actividad de fulguraciones.<\/p>\n

Estrella fundamental<\/span>:<\/p>\n

Estrella cuya posici\u00f3n y movimiento propio son conocidos con suficiente precisi\u00f3n como para ser incluida en un cat\u00e1logo fundamental.<\/p>\n

Estrella gu\u00eda<\/span>:<\/p>\n

Cualquier estrella utilizada como referencia cuando se mantiene un telescopio enfocado hacia un objetivo.<\/p>\n

Estrella hipergigante<\/span>:<\/p>\n

T\u00e9rmino utilizado en la actualidad para describir una estrella con una masa mayor que unas 30 masas solares. El t\u00e9rmino fue empleado por primera vez para describir los objetos m\u00e1s brillantes observados en las Nubes de Magallanes, debido a que parec\u00edan ser m\u00e1s luminosos, y por tanto m\u00e1s masivos, que cualquier otra estrella de nuestra propia Galaxia. Ahora se sabe que estas estrellas no son objetos individuales, sino c\u00famulos de estrellas menos masivas.<\/p>\n

Estrella invitada<\/span>:<\/p>\n

Nombre por el que se conoce en los registros de la antigua China a los objetos celestes temporales, como cometas, novas<\/a> o supernovas.<\/p>\n

Estrella magn\u00e9tica<\/span>:<\/p>\n

Estrella con un intenso campo magn\u00e9tico, como revela el desdoblamiento Zeeman de las l\u00edneas de su espectro. Algunos ejemplos importantes son las estrellas A peculiares (estrellas Ap), en las que la intensidad del campo magn\u00e9tico tambi\u00e9n es variable. Mas recientemente se ha aplicado el t\u00e9rmino “estrella magn\u00e9tica” alas estrellas AM Herculis, una clase de variable catacl\u00edsmica que contiene enanas blancas con campos magn\u00e9ticos extremadamente intensos (del orden de 100 teslas).<\/p>\n

Estrella m\u00faltiple<\/span>:<\/p>\n

Sistema de tres\u00a0 o m\u00e1s estrellas ligadas por su atracci\u00f3n gravitacional mutua. Se estima que alrededor de un tercio de todas las binarias conocidas son realmente triples. La proporci\u00f3n disminuye para multiplicidades mayores.<\/p>\n

Se conocen algunos sistemas con seis componentes, aunque son raros (menos del 1% de todos los sistemas m\u00faltiples). En los sistemas triples hay con frecuencia un par con componentes relativamente cercanas entre ellas, estando la tercera componente en una \u00f3rbita m\u00e1s alejada. En los sistemas cu\u00e1druples, sin embargo, aparecen con la misma frecuencia las jerarqu\u00edas 2 : 2 (2 pares) y 1 : 1 : 2.<\/p>\n

Estrella peculiar<\/span>:<\/p>\n

Estrella que se sabe que es variable, pero a la que no se le puede asignar ning\u00fan tipo en una clasificaci\u00f3n espec\u00edfica, o una cuyas caracter\u00edsticas parecen ser \u00fanicas. Algunas estrellas peculiares probablemente representan objetos en transici\u00f3n entre un tipo reconocido de variable y otro.<\/p>\n

Estrella pobre de metales<\/span>:<\/p>\n

Estrella con una proporci\u00f3n de elementos pesados mucho menor que la del Sol, quiz\u00e1s tan peque\u00f1a como un 1% o menos. Son estrellas de la poblaci\u00f3n II, y se encuentran habitualmente en el halo de nuestra Galaxia o en c\u00famulos globulares; son estrellas muy viejas, formadas antes de que la Galaxia fuera enriquecida qu\u00edmicamente por las primeras generaciones de explosiones de supernova.<\/p>\n

Estrella reloj<\/span>:<\/p>\n

Brillante estrella situada en la regi\u00f3n ecuatorial del cielo con ascensi\u00f3n recta muy bien conocida, para determinar el error de los relojes empleados para medir tr\u00e1nsitos en el meridiano.<\/p>\n

Estrella rica en metales<\/span>:<\/p>\n

Estrella con una alta proporci\u00f3n de elementos pesados como calcio, hierro y titanio. Son miembros de la Poblaci\u00f3n I, y se encuentran en el disco y en los brazos espirales de nuestra Galaxia.<\/p>\n

Estrella simbi\u00f3tica<\/span>:<\/p>\n

Estrella (en muchos casos una variable catacl\u00edsmica) que presenta l\u00edneas espectrales a temperaturas muy diferentes, como las t\u00edpicas de una gigante roja de tipo tard\u00edo o supergigante (3000K) y las de una estrella enana B (20 000 K). Dichas caracter\u00edsticas indican que la estrella es una binaria interaccionante.<\/p>\n

El grupo es muy heterog\u00e9neo, aunque incluye a las relativamente bien definidas estrellas Z Andromedae, las novas<\/a> simbi\u00f3ticas o las estrellas RR Telescopio, y objetos como las R Aquarii, que parecen tener un disco de acreci\u00f3n\u00a0 y chorros emergiendo de manera aproximadamente perpendicular al plano del disco. Ocurre\u00a0 transferencia de masa bien a trav\u00e9s de corrientes de masa o bien por vientos estelares procedentes de la secundaria gigante.<\/p>\n

Estrellas supermasivas<\/span>:<\/p>\n

Estrella hipot\u00e9tica de m\u00e1s de 120 masas solares, tan luminosa que se esperar\u00eda que se desintegrase por la presi\u00f3n de su propia radiaci\u00f3n. Las estrellas supermasivas fueron propuestas como explicaci\u00f3n a unos objetos muy brillantes existentes en la Gran Nube de Magallanes, aunque en la actualidad se sabe que son c\u00famulos de estrellas O ordinarias.<\/p>\n

Estrellas fijas<\/span>:<\/p>\n

Expresi\u00f3n arcaica para el fondo de estrellas en general, con el fin de distinguirlas de los planetas que eran conocidos como estrellas errantes. En la actualidad, el t\u00e9rmino se aplica a las estrellas sin movimiento propio detectable.<\/p>\n

Estrellas gigantes<\/span>:<\/p>\n

Estrella que ha crecido en tama\u00f1o durante el final de su vida, habiendo convertido todo el hidr\u00f3geno de su n\u00facleo en helio. Dichas estrellas se encuentran por encima de la secuencia principal en un diagrama de Hertzsprung-Russell<\/a>. Una gigante es m\u00e1s brillante, m\u00e1s grande y m\u00e1s fr\u00eda que una estrella de la secuencia principal de la misma masa.<\/p>\n

Las gigantes tienen di\u00e1metros que son 5-25 veces el del Sol, y luminosidades desde decenas a centenas de veces la del Sol. Tienen clase de luminosidad II o III.<\/p>\n

Las gigantes azules tienen una\u00a0 temperatura superficial de unos 30 000 K y una luminosidad de unas 10 000 veces la del Sol. A medida que envejecen se expanden y enfr\u00edan, convirti\u00e9ndose finalmente en gigantes rojas.<\/p>\n

La gigantes rojas que son estrellas fr\u00edas y altamente luminosas, han abandonado la secuencia principal por agotamiento del hidr\u00f3geno y estando alimentada por reacciones nucleares entre elementos m\u00e1s pesados. Su color se debe a las bajas temperaturas superficiales (por debajo de 4 000 K, tipo espectral K o M).<\/p>\n

Las estrellas masivas de la secuencia principal pueden evolucionar a gigante roja (ya lo expliqu\u00e9 al principio de esta serie sobre las estrellas en la parte de su evoluci\u00f3n) atravesando una fase de gigante azul, mientras que las estrellas de masa menor, como nuestro propio Sol, evolucionar\u00e1n directamente hacia gigante roja. Muchas gigantes rojas son estrellas variables pulsantes.<\/p>\n

Finalizada la primera serie sobre las estrellas.<\/p>\n

Como se ha prometido, y, en relaci\u00f3n directa con el A\u00f1o Internacional de la Astronom\u00eda, en Espa\u00f1a AIA-IYA2009, seguiremos \u00e9sta interesante serie que expondr\u00e1 cuestiones sobre el Universo, y, ma\u00f1ana, toca el tema tan apasionante como: Los Agujeros Negros.<\/p>\n

emilio silvera<\/em><\/p>\n

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