![\"\"](\"http:\/\/agaudi.files.wordpress.com\/2008\/04\/iya_logo_sp_pequeno_1.jpg\"){kind=logo}
<\/p>\nCuando en 2009, se celebr\u00f3 el A\u00f1o Internacional de la Astronom\u00eda y pudimos ser uno de los Colaboradores de aquel evento Internacional, en \u00e9ste p\u00e1gina, cada d\u00eda, se pusieron trabajos de inter\u00e9s para explicar cuestiones del Universo, cosas que la gente de la calle desconoc\u00edan, y, con la intenci\u00f3n de que les llegar\u00e1 esta informaci\u00f3n, as\u00ed nos empe\u00f1amos durante todo el a\u00f1o en presentar diversos temas del Universo contados y explicados de manera sencilla para su mejor entendimiento.<\/p>\n
Uno de los temas que se trataron, fue el de la variedad de estrellas que hab\u00edan en el cielo, ya que, no todas son iguales ni est\u00e1n compuestas por los mismos materiales, as\u00ed que, relacionamos aqu\u00ed algunas de ellas para que, al menos, nuestros lectores tuvieran una idea m\u00e1s amplia sobre lo que realmente son las estrellas que cada noche pueden comtemplar brillando en el cielo.<\/p>\n
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S\u00edmbolo del AIA<\/p>\n
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Estrella enana:<\/span><\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 S\u00ed, aunque el Sol nos parece tan grande (que lo es), est\u00e1 en el grupo de las estrellas enanas situadas en la Secuencia Principal.<\/p>\n 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 de 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 \n Estrella est\u00e1ndar<\/span>:<\/p>\n \n \n \n \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 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 \n Estrella evolucionada<\/span>:<\/p>\n \n \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 \n Estrella flare<\/span>:<\/p>\n \n \n \n Es una Estrella fulgurante, una 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. Las estrellas fulgurantes tienen\u00a0 un espectro de tipo Ke o Me y un intenso campo magn\u00e9tico. El t\u00e9rmino es generalmente tomado como\u00a0 sin\u00f3nomo de Estrellas UV Ceti. Las Estrellas BY Draco tambi\u00e9n presentan fulguraciones.<\/p>\n \n \n \n \n \n \n \n \n Estrella flash<\/span>:<\/p>\n \n \n \n \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 \n \n Estrella fugaz<\/span>:<\/p>\n \n \n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Nombre popular para meteoros.<\/p>\n \n Estrella fugitiva<\/span>:<\/p>\n \n \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 \n Estrella fulgurante<\/span>:<\/p>\n \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. 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 \n Estrella gu\u00eda<\/span>:<\/p>\n \n \n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Sirio (El Can Mayor) <\/strong> <\/strong><\/p>\n Sirio (Alfa Canis Majoris) es la estrella m\u00e1s brillante del firmamento a 8,6 a\u00f1os luz de la tierra y es la estrella gu\u00eda por excelencia de los navegantes.Esta estrella tuvo una inmensa influencia en las civilizaciones antiguas como la egipcia.<\/strong><\/p>\n <\/p>\n Estrella hipergigante<\/span>:<\/p>\n \n \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 \n Estrella invitada<\/span>:<\/p>\n \n \n \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. La Azulada de la derecha es una estrella invitada.<\/p>\n \n Estrella magn\u00e9tica<\/span>:<\/p>\n \n \n \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” a las 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 \n Estrella m\u00faltiple<\/span>:<\/p>\n \n \n \n Sistema de tres 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 \n Estrella peculiar<\/span>:<\/p>\n \n \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 \n Estrella pobre de metales<\/span>:<\/p>\n \n \n \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 \n Estrella rica en metales<\/span>:<\/p>\n \n \n Estrellas 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 \n Estrella simbi\u00f3tica<\/span>:<\/p>\n \n \n \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 y chorros emergiendo de manera aproximadamente perpendicular al plano del disco. Ocurre transferencia de masa bien a trav\u00e9s de corrientes de masa o bien por vientos estelares procedentes de la secundaria gigante.<\/p>\n \n Estrellas supermasivas<\/span>:<\/p>\n \n \n Eta Carinae<\/p>\n \n Estrella 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. El mejor exponente de estrella supermasiva es el de Eta Carinae que, su exceso de masa, la hace eyectar material al espacio interestelar que la envuelve, para evitar su propia destrucci\u00f3n.<\/p>\n \n Estrellas fijas<\/span>:<\/p>\n \n \n \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 \n Estrellas gigantes<\/span>:<\/p>\n \n \n \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 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 \n Estrella de Carbono<\/p>\n \n \n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Aqu\u00ed tenemos a R Leporis, una estrella de Carbono a la que se puso el nombre de la “Estrella Carmes\u00ed”, o, la “Gota de Sangre”.<\/p>\n \n Es una estrella gigante roja y fr\u00eda en una avanzada etapa de su vida mostrando intensos rasgos caracter\u00edsticos de Carbono en forma e bandas de CN, CH, y C, en su espectro; tambi\u00e9n conocida como tipo espectral C. En las estrellas de Carbono la abundancia de \u00e1tomos de Carbono es mucho mayor que la de Ox\u00edgeno.<\/p>\n La Gama y variedad de estrellas es grande: De Borio, circonio, estroncio, helio, de bariones<\/a>, de Silicio, de Litio, de Mercurio, Manganeso, etc. Tambi\u00e9n existe otra gama extensa de estrellas que se clasifican por sus caracter\u00edsticas dentro de las poblaciones a las que pertenecen.<\/p>\n \n Estrellas de Neutrones:<\/p>\n \n \n \n \n Estrellas que se forman a partir de estrellas amasivas (2-3 masas solares) cuando al final de sus vidas, agotado el combustible nuclear de fusi\u00f3n, quedan a merced de la Gravedad que no se ve frenada por la fusi\u00f3n nuclear, y, en ese momento, la estrella comienza a contraerse bajo su propio peso, de forma tal que, los protones<\/a> y electrones<\/a> se funden y se convierten en neutrones<\/a> que, al verse comprimidos tan violentamente, y, no pudiendo permitirlo por el principio de esclusi\u00f3n de Pauli, se degeneran y y hacen frente a la fuerza gravitatoria, consiguiendo as\u00ed el equilibrio de lo que conocemos como estrella de neutrones<\/a> de intensom campo electromagn\u00e9tico y r\u00e1pida rotaci\u00f3n.<\/p>\n Estos objetos, despu\u00e9s de los Agujeros Negros, son los m\u00e1s densos que se conocen en el Universo, y, su masa podr\u00eda pesar 1017<\/sup> Kg\/m3.<\/sup><\/p>\n \n La estrella de Quarks<\/p>\n \n \n Es hipot\u00e9tica, a\u00fan no se ha observado ninguna pero, se cree que pueden estar por ah\u00ed, y, si es as\u00ed, ser\u00edan mucho m\u00e1s densas que las de neutrones<\/a>, ya que, ni la degeneraci\u00f3n de los neutrones<\/a> podr\u00eda parar la Fuerza de la Gravedad.<\/p>\n \n Estrella Enana Blanca<\/p>\n \n \n Nuestro Sol es de esta clase de estrellas y, tampoco su densidad se queda corta, ya que, alcanzan 5 x 108<\/sup> Kg\/m3<\/sup>. Aqu\u00ed, cuando la estrella implosiona y comienza a comprimirse bajo su propio peso por la fuerza de Gravedad, como ocurri\u00f3 con la estrella de Neutrones, aparece el Principio de Exclusi\u00f3n de Pauli, el cual postula que los fermiones<\/a> (los electrones<\/a> son fermiones<\/a>) no pueden ocupar el mismo lugar estando en posesi\u00f3n del mismo n\u00famero cu\u00e1ntico, y, siendo as\u00ed, se degeneran y hace que, la compresi\u00f3n de la estrella por la Gravedad se frene y vuelve el equilibrio que la convierte en estrellas enana blanca<\/a>.<\/p>\n El fen\u00f3meno de convertirse en enana blanca<\/a> ocurre cuando la estrella original tiene una m\u00e1sa m\u00e1xima posible de 1,44 masas solares, el l\u00edmite de Shandrashekar, si fuera mayor se convertir\u00eda en estrella de neutrones<\/a>. Y, siendo mayor la masa de 3-4 masas solares, su destino ser\u00eda un agujero negro<\/a>.<\/p>\n \n \n \n \n La variedad de Nebulosas Planetarias es enorme, y, cada una de ellas tiene sus propias caracter\u00edsticas. Nuestro Sol podr\u00eda ser cualquiera de ellas, y, al final de su vida, despu\u00e9s de la etapa de Gigante Roja en la que su \u00f3bita aumentar\u00e1 hasta engullirse a Mercurio, a Venus y a la propia Tierra, comenzar\u00e1 a contraerse para convertirse en una de ellas y, lo que fu\u00e9 el Sol, se quedar\u00e1 reducido a ese puntito blanco y denso que vemos en el centro de la Nebulosa de abajo.<\/p>\n Est\u00e1 claro que la lecci\u00f3n de hoy sobre las estrellas es insuficiente y de que existen muchas m\u00e1s clases de estrellas que aqu\u00ed no han sido nombradas pero, es tanta la diversidad y tan enorme la gama de peculiaridades de todas las estrellas del cielo que, exponerlas aqu\u00ed todas ser\u00eda imposible. Adem\u00e1s, y, como muy bien nos dijo Nelson hace unos d\u00edas, este lugar es para aficionados que, en amable tertulia puedan desahogar sus pasiones por la Astronom\u00eda y los objetos del cielo, exponer sus propias ideas e intercambiar pareceres que, de esa manera, siempre dentro de los par\u00e1metros del bien estar, aprenderemos los unos de los otros y, todos, nos enriqueceremos.<\/p>\n emilio silvera<\/em><\/p>\n![\"\"](\"http:\/\/4.bp.blogspot.com\/-5S5S8XgVJ80\/TcD9yUuv06I\/AAAAAAAAABw\/jz3McwwVV78\/s1600\/BXK1252_por-do-sol800.jpg\")
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