NUESTRO UNIVERSO

Estrellas

Una estrella es un 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 forma 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.

Sistemas Estelares

Un sistema estelar (binario o múltiple) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad en común,1 ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.





Agrupaciones de Estrellas
Son grupos de estrellas ligadas entre sí por la gravedad. A veces también las liga su origen.
Se los suele llamar cúmulos estelares. Hay abiertos y cerrados.

Asociaciones de Estrellas
Son grupos de estrellas con características físicas similares y que se encuentran reunidas en una cierta región del espacio.Tienen una densidad bastante menor y no están caracterizados por una estructura particular.

Calcular la temperatura superficial de las estrellas

Es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas mediante la explicación de las leyes de radiación: la ley de WIEN presenta problemas debido al intervalo de longitud de onda. La ley de STEFAN-BOLTZMANN se emplea cuando se conoce la distancia y dimensiones de las estrellas. La ley de BLANK es la más utilizada para determinar temperatura por intermedio de colores.

La temperatura superficial de una estrella se puede establecer midiendo la distribución de la intensidad del fondo continuo del espectro. Según una ley descubierta por W. Wien en el siglo XIX, la longitud de onda del máximo de intensidad es inversamente proporcional a la temperatura absoluta de la fuente. En rigor, la ley de Wien sólo es válidad para la radiación emitida por un cuerpo ideal denominado cuerpo negro, que absorbe toda la radiación que recibe y que sirve a los físicos como referencia.

El nombre de "cuerpo negro" se debe a la idea de que cuando no está suficientemente caliente para emitir luz propia, el cuerpo aparece negro, sin embargo, las estrellas normales (excluidas las novas , las estrellas neutrónicas , etc) se comportan aproximadamente como cuerpos negros.
Para establecer la longitud de onda que corresponde al máximo no hace falta medir la intensidad a lo largo de todo el espectro; basta medirla en dos longitudes de onda y calcular la posición del máximo a partir de la relación entre estas dos intensidades. En la práctica, se determina el índice de color (B-V) que, como se sabe, es la relación entre la intensidad en el azul (B) y en la lua amarilla (V), expresada como diferencia de magnitud.
Una sencilla fórmula permite pasar del índice de color a la temperatura, que así calculada recibe el nombre de temperatura de color.

Criterios de la clasificación espectral.

Una de las maneras de clasificar las estrellas es por medio de su espectro. Esta clasificacion fue desarrollada inicialmente en la Universidad de Harvard, y posteriormente se fue perfeccionando hasta llegar a la actual clasificación completa.

B-V es el indice de color (diferencia entre la mag azul y mag visual de la estrella).
Clasificación de los espectros estelares
Las estrellas se clasifican según su temperatura, de las más calientes a las más frías como:
Tipos               O          B          A          F          G          K         M


Diagrama de Hertzprung–Russell

Es un grafico bidimensional que representa la relación entre el índice de calor de una estrella (sobre las abscisas, aumentando hacia la derecha), por esta razón se lo conoce también como diagrama color- magnitud debido a la relación que existe entre índice de color, temperatura efectiva y tipo espectral, cualquiera de ellos puede usarse indistintamente sobre el eje de las abscisas



Masa de las estrellas

La masa de una estrella es la cantidad de gramos de materia que posee. Es un número difícil de obtener, ya que la luz que recibimos de los astros no nos dice nada acerca de ese valor. Hasta hoy ha resultado imposible determinar la masa de una estrella en forma tan directa y precisa como lo hacemos con el sol.

Estructura interna de las estrellas

Para conocer las condiciones para la estabilidad de una estrella es importante conocer cuál es el proceso que le permite a estos astros generar energia y también entender las causas por si continuidad durante un lapso prolongado. La energía estelar es el resultado de TRANSFORMACIONES NUCLEARES que se efectúan en el núcleo. Se debe estudiar la estructura interna de las estrellas

Analizar el interior de las estrellas

Desde la Tierra solo es posible observar una porción de la superficie de las estrellas. Para resolver el problema debe tenerse en cuenta toda la información que pueda obtenerse del estudio de las estrellas: forma, dimensiones, movimiento, energía irradiada, temperatura, masa y composición química. Además las leyes físicas son indispensables para construir un modelo de estructura interna.