{"id":4832,"date":"2012-05-04T07:02:49","date_gmt":"2012-05-04T06:02:49","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=4832"},"modified":"2012-05-04T07:02:54","modified_gmt":"2012-05-04T06:02:54","slug":"la-fascinacion-de-algunas-estrellas","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2012\/05\/04\/la-fascinacion-de-algunas-estrellas\/","title":{"rendered":"La Fascinaci\u00f3n de algunas estrellas"},"content":{"rendered":"

R LEPORI<\/strong><\/p>\n

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Aqu\u00ed tenemos a R Leporis, una estrella de Carbono a la que se puso el nombre de la \u201cEstrella Carmes\u00ed\u201d, o, la \u201cGota de Sangre\u201d.<\/p>\n

R Leporis<\/strong> (R Lep \/ HD 31996 \/ HR 1607) es una estrella variable<\/a> de la constelaci\u00f3n<\/a> de Lepus<\/a>, cerca del l\u00edmite con Eridanus<\/a>. Visualmente es una estrella de un color rojo v\u00edvido, cuyo brillo var\u00eda entre magnitud aparente<\/a> +5,5 y +11,7. Descubierta por John Russell Hind<\/a> en 1845<\/a>, es tambi\u00e9n conocida como Estrella carmes\u00ed de Hind<\/strong>.<\/p>\n

A una distancia aproximada de 1100 a\u00f1os luz<\/a>, R Leporis pertenece a la rara clase de estrellas de carbono<\/a>, siendo su tipo espectral<\/a> C6. En estas estrellas, los compuestos de carbono no permiten pasar la luz azul, por lo que tienen un color rojo intenso. En R Leporis la relaci\u00f3n carbono<\/a>–ox\u00edgeno<\/a> estimada es 1,2, m\u00e1s del doble que la existente en el Sol<\/a>. Tiene un radio<\/a> entre 480 y 535 veces m\u00e1s grande que el radio solar<\/a>, equivalente a 2,2 – 2,5 UA<\/a>. Si estuviese en el centro del Sistema Solar<\/a>, su superficie se extender\u00eda m\u00e1s all\u00e1 de la \u00f3rbita<\/a> de Marte<\/a>. Su temperatura superficial, extremadamente baja para una estrella, est\u00e1 comprendida entre 2050 y 2290 K<\/a>. Brilla con una luminosidad<\/a> entre 5200 y 7000 veces superior a la del Sol, siendo la mayor parte de la energ\u00eda radiada como radiaci\u00f3n infrarroja<\/a>. (Wikipedia)<\/p>\n

El concepto de vecindad es relativo e indefinido. Su valor puede variar seg\u00fan sean las distintas medidas de celeridad de los medios habituales de comunicaci\u00f3n y seg\u00fan sea la extensi\u00f3n dentro de la cual sirva de medida de relaci\u00f3n.<\/p>\n

Con el empleo de la expresi\u00f3n \u201cvecina\u201d va siempre impl\u00edcita o sugerida la idea de que existe una regi\u00f3n que no es vecina. La vecina persistente de la Tierra es la Luna; los cometas son s\u00f3lo visitantes ocasionales. Podemos considerar vecinas del Sol a las estrellas situadas a una distancia comprendida entre los cincuenta y cien a\u00f1os-luz, dejando excluidos a los miles de millones de estrellas de la V\u00eda L\u00e1ctea. Los planetas y los cometas no son vecinos del Sol, sino miembros de su familia, y los b\u00f3lidos ser\u00edan una especie de par\u00e1sitos c\u00f3smicos.<\/p>\n

Pero mi intenci\u00f3n al comenzar este comentario, era el de exponer aqu\u00ed alguno de los muchos caprichos c\u00f3smicos que en el Universo podemos contemplar y, en este caso concreto, me he decidido por contaros lo siguiente:<\/p>\n

Cerca de la famosa estrella Rigel (Beta Orionis), la d\u00e9bil constelaci\u00f3n de Lupus (la Liebre) es escenario cada catorce meses de un prodigio de la evoluci\u00f3n estelar: R Leporis, la estrella carmes\u00ed, cobra vida y regala a los astr\u00f3nomos toda su belleza al encender en la oscuridad del cielo el resplandor de color rojo m\u00e1s acentuado que puede observarse a trav\u00e9s de un telescopio. La encontr\u00f3 el astr\u00f3nomo ingl\u00e9s John Russell Hind en el a\u00f1o 1845 y dijo de ella, estupefacto, que era como una \u201cgota de sangre\u201d. Desde aquel d\u00eda, el espect\u00e1culo celeste se repite peri\u00f3dicamente cada a\u00f1o y dos meses, cuando R Leporis abandona la oscuridad y resplandece como un candil en un \u00e1rea del firmamento casi vac\u00eda de estrellas que contrasta con el fulgor de los soles azules que forman la constelaci\u00f3n de Ori\u00f3n.<\/p>\n

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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

R Leporis es una estrella de Carbono y constituye uno de esos caprichos c\u00f3smicos a los que antes me refer\u00eda y que han permitido al hombre percibir la magia de los cielos y buscar en ellos la belleza de sus or\u00edgenes. La ausencia de colores intensos de las que adolece el firmamento se rompe aqu\u00ed para deleite del observador nocturno, que asist\u00eda a un acontecimiento de la Naturaleza extensivo a miles de millones de estrellas y que en el siglo XVII asombr\u00f3 al cient\u00edfico alem\u00e1n Johannes Hevelius.<\/p>\n

A diferencia del Sol y de las estrellas de su clase, que permanecen estables, el brillo de una gran parte de la poblaci\u00f3n estelar es variable, y en algunos casos su ciclo hace oscilar espectacularmente su intensidad lum\u00ednica ante nuestros ojos. En R Leporis, m\u00e1s que sus cambios de brillo, la faceta m\u00e1s hermosa es su tonalidad roja, una de las m\u00e1s intensas que puede observarse en todo el cielo, pero otras variables tienen un ciclo que las hace apagarse y encenderse como si fueran faros en la V\u00eda L\u00e1ctea. Ese es el caso de Mira, a la que Hevelius llam\u00f3 \u201cla estrella maravillosa\u201d despu\u00e9s de que apareciera en el cielo como por arte de magia.<\/p>\n

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Del grupo destaca Antares, una supergigante M 1,5, 10 000 veces m\u00e1s luminosa que el Sol y con un di\u00e1metro que es probablemente m\u00e1s de 500 veces el del Sol. Nos contempla desde 520 a.l. de distancia y tiene una compa\u00f1era enana. Su color es el rojo intenso.<\/p>\n

Aldebaran, la estrella Alfa Tauri, es una Gigante K5. Aparentemente forma parte del grupo de estrella de las Hyades, aunque en realidad s\u00f3lo est\u00e1 a 60 a.l., aprpoximadamente la mitad de la distancia del c\u00famulo.<\/p>\n

Betelgeuse, la estrella Alfa Orionis, la d\u00e9cima m\u00e1s brillante del cielo, es una gigante tipo M2 que es una variable semirregular. Se dice que est\u00e1 a unos 400 a.l. de la Tierra y su luminosidad es 5000 veces superior a la del Sol pero, si se encuentra a la misma distancia de la Asociaci\u00f3n de Ori\u00f3n (como algunos postulan), la luminosidad verdadera ser\u00eda de 50 000 veces la del Sol. Su di\u00e1metro es cientos de veces el del Sol. Su brillo var\u00eda a medida que se expande y contrae en tama\u00f1o.<\/p>\n

Arthurus es la estrella Alfa Bo\u00f6tis, magnitu -o,o4, la estrella m\u00e1s brillante al norte del ecuador celeste y la cuarta m\u00e1s brillante de todo el cielo. Es una gigante K 1 situada a 35 a.l.<\/p>\n

Rigel, la estrella Beta Orionis de magnitud o,12 es una gigante B 8 siatuada a 1 400 a.l., su luminosidad es de unas 150 000 veces la del Sol, tiene una compa\u00f1era de magnitud 6,8, que es a su vez una binaria espectrosc\u00f3pica.<\/p>\n

Al lado de estas gigantes, el Sol y otras estrellas resultan minusculos como podemos ver en la imagen y, sin embargo, ya sabemos todos la importancia que nuestro Sol tiene para hacer posible la vida en la Tierra.<\/p>\n

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Las consecuencias de una explosi\u00f3n supernova de una de estas estrellas gigantes, a pesar de sus distancias a la Tierra, no sabemos lo que podr\u00eda pasar, y, hay varias candidatas en la lista a futuras supernovas y posterior agujero negro<\/a>. \u00bfQu\u00e9 repercuciones podr\u00e1 tener?<\/p>\n

Mira es el nombre propio que Hevelius le puso a esta estrella, cuya denominaci\u00f3n original en el cat\u00e1logo de Johann Bayer, basado en el alfabeto griego, era Omicr\u00f3n Ceti, es decir, la estrella omicr\u00f3n de la constelaci\u00f3n de Cetis, la Ballena. Su variabilidad fue descubierta en 1596 por David Fabricius, pero Hevelius se sinti\u00f3 tan atra\u00eddo por ella que le dedic\u00f3 un libro, que titul\u00f3 Historia de la estrella maravillosa. Realmente lo es; el brillo de Mira disminuye hasta la magnitud 11, invisible a ojo desnudo y s\u00f3lo observable con telescopio como un d\u00e9bil punto de luz, pero al cabo de un tiempo su gigantesca m\u00e1quina nuclear la hincha vertiginosamente y se convierte en una estrella de segunda magnitud, alcanzando un brillo notable, similar al de la estrella polar. Por eso, cuando est\u00e1 en la parte inferior del ciclo, Mira no puede verse sin ayuda \u00f3ptica, pero despu\u00e9s surge entre las dem\u00e1s estrellas de su constelaci\u00f3n, como si se hubiera encendido de repente.<\/p>\n

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\"http:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/e\/e8\/Mira_1997.jpg\"<\/p>\n

Imagen de Mira obtenida con el Telescopio Espacial Hubble<\/a>
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Mira pertenece a la clase espectral M, la misma que Antares y Betelgeuse. Las tres son estrellas muy fr\u00edas en comparaci\u00f3n con el Sol, ya que su temperatura es del orden de los 3000 grados. Sin embargo, Mira, Betelgeuse y Antares son decenas de miles de veces m\u00e1s luminosas que el Sol, puesto que figuran entre las estrellas m\u00e1s grandes conocidas, alcanzando di\u00e1metros de unos ochocientos millones de kil\u00f3metros, equivalentes a la distancia a la que se halla J\u00fapiter del Sol. Estas tres gigantes, sin embargo, comparten sus atributos relativos a la clase espectral con las estrellas representativas del polo opuesto: las enanas rojas, como la estrella de Barnard y Pr\u00f3xima Centauri. Todas se muestran ante nosotros con el bello color rojizo, pero la gigante Betelgeuse es una estrella inestable a la que los astr\u00f3nomos consideran una de las mejores candidatas de la V\u00eda L\u00e1ctea para estallar en cualquier momento en forma de supernova; puede ocurrir ma\u00f1ana o dentro de mil a\u00f1os, pero Betelgeuse est\u00e1 destinada a un final catacl\u00edsmico que se observar\u00e1 alguna vez. En cambio Barnard y Pr\u00f3xima, dos diminutos soles rojos, viven en la eternidad, al ser tan fr\u00edas y peque\u00f1as podr\u00edan permanecer en sus condiciones actuales en torno a doscientos mil millones de a\u00f1os, de acuerdo con la teor\u00eda aceptada de la evoluci\u00f3n estelar para este tipo de bajo consumo de material nuclear.<\/p>\n

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El grupo de tres estrellas gigantes Pismis 24-1 (CSI<\/a>C).<\/p>\n

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Mucho antes de que Russell descubriera la estrella carmes\u00ed y Johannes Hevelius quedara fascinado por Mira, la estrella maravillosa, los astr\u00f3nomos \u00e1rabes se fijaron en una estrella de la constelaci\u00f3n de Perseo que cambiaba de brillo cada tres d\u00edas, con una pauta muy regular y acentuada. Los \u00e1rabes escribieron una de las escasas p\u00e1ginas destacadas de la astronom\u00eda medieval, paliando de alguna manera la importante decadencia que sufri\u00f3 esta ciencia en ese per\u00edodo en Europa y el Mediterr\u00e1neo en el periodo comprendido entre Ptolomeo y Cop\u00e9rnico, que dur\u00f3 un milenio y medio.<\/p>\n

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\"http:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/7\/7c\/EtaCarinae.jpg\"<\/p>\n

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Eta Carinae, un monstruo arrojando material al espacvio interestelar como v\u00eda de escape y regular su estabilidad que, debido a sus condiciones es muy precaria. Es la criatura m\u00e1s prodigiosa de la V\u00eda L\u00e1ctea: una s\u00faper estrella azul que brilla como cinco millones de soles juntos. Es tan grande que, si estuviera en el centro de nuestro Sistema Solar, sus bordes tocar\u00edan la \u00f3rbita de<\/strong> J\u00fapiter<\/strong>.<\/p>\n

Bueno, hablar aqu\u00ed de las estrellas que conocemos bien y de sus historias resulta entretenido y nos ense\u00f1a un poco de la Historia estelar en objetos individuales y determinados que, por una u otra raz\u00f3n tienen destacadas razones para que los astr\u00f3nomos se fijaran en ellos. Alguno de estos d\u00edas, tendremos que hablar de Eta Carinae (arriba), otra variable irregular hipergigante, que lleg\u00f3 a ser la segunda estrella m\u00e1s brillante del cielo. Es una variable azul luminosa con magnitud absoluta de -10, y es clasificada oficialmente como una estrella S Doradus. Se encuentra dentro de un c\u00famulo de estrellas masivas y una masa estimada en 100 masas solares, es probablemente la estrella m\u00e1s masiva de la Galaxia. El \u00fanico espectro visible es el de la Nebulosa del Hom\u00fanculo que la rodea. Eta Carinae es una intensa fuente infrarroja y su importante p\u00e9rdida de masa (alrededor de 0,1 masas solares por a\u00f1o) tiene asociadas energ\u00edas pr\u00f3ximas a las de algunas supernovas y, teni\u00e9ndola a unos 8000 a\u00f1os-luz, lo mejor ser\u00e1 estar vigilante, ya que, aunque son distancias inmensas\u2026Nunca se sabe lo que un monstruo de ese calibre nos podr\u00eda enviar.<\/p>\n

Estrellas fijas:<\/p>\n

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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

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

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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

Estrella reloj:<\/p>\n

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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 simbi\u00f3tica:<\/p>\n

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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

Estrellas de Neutrones:<\/p>\n

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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>\u00a0 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 nweutrones 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

La estrella de Quarks<\/p>\n

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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

Estrella Enana Blanca<\/p>\n

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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>.
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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

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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<\/p>\n

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