El universo es el habitat de las estrellas y su estudio constituye una de las partes más atrayentes de la Astronomía.

Para los astrónomos una definición de estrella es la siguiente: una enorme esfera de gas, aislada en el espacio, que produce energía en su interior, la cual es transportada a su superficie e irradiada desde allí al espacio, en todas direcciones.

Las dimensiones de las estrellas son bastante variadas: las hay mucho mayores que el Sol (cientos de veces) y, en el otro extremo, varias veces más pequeñas; de este modo, en términos de tamaños, el Sol se ubica en un punto medio, con un radio de 700.000 km (equivalente a algo más de 100 veces la el radio de la tierra)

Las estrellas de mayores dimensiones son extremadamente brillantes. Al ser tan grandes tienen mayor masa y generan más energía: se dice que estas estrellas “gastan” sus recursos energéticos mucho más rápido que las otras, más pequeñas. Por esta causa, las estrellas gigantescas viven poco tiempo, no más de algunos millones de años. En cambio, estrellas pequeñas logran existir alrededor de una decena de miles de millones de años, ya que consumen pocos recursos y, por consiguiente, producen poca energía.

Durante siglos, de una a otra generación, los hombres vieron a millares de estrellas brillando noche tras noche; ningún cambio apreciable se producía en las mismas, salvo en poquísimas excepciones (por ejemplo en los eventos de supernovas).

Nombre	Temperatura Superficial (en grados Centígrados)	Radio (expresado en radios Solares R)	Tipo de estrella
Centauro	21.000	11	gigante
Capella	5.500	12	gigante
Betelgeuse	3.100	290	supergigante
Antares	3.100	480	supergigante
Sirio B	7.500	0,054	enana blanca

Esa observación pareciera indicar que todas las estrellas se habrían creado, simultáneamente, con distintos grados de brillo. Sin embargo, esto no es así. Los astrónomos descubrieron que algunas estrellas son jóvenes y otras viejas, algunas pequeñas y otras grandes, algunas son frías y otras muy calientes. No todas las estrellas son iguales.

La Magnitud de las estrellas

Hace dos mil años atrás el astrónomo Hiparco (161-126 AC) ideó una escala de medida del brillo de las estrellas y para ello calificó a las estrellas visibles en seis clases de magnitud. Las más brillantes eran de primera magnitud, las que le seguían inmediatamente (un poco menos brillantes) fueron de segunda magnitud y así sucesivamente, hasta englobar a las estrellas más débiles, apenas distinguibles a simple vista (sexta magnitud). Debe prestarse atención a que las estrellas más tenues en brillo son las de valores de magnitud más grandes.

En este sistema de magnitudes, la diferencia de brillo entre dos magnitudes consecutivas es de 2,5 veces, lo que implica que la relación de luminosidad entre las estrellas más brillantes y las más débiles es de alrededor de 100, es decir, sigue una relación de tipo logarítmica.

El sistema de Hiparco de clasificación del brillo estelar se mantuvo hasta hoy, actualizado y extendido a las estrellas que sólo pueden verse con telescopios. Los astrónomos han medido el brillo de algunas estrellas (llamadas stándar), a las que les han asignado un valor de magnitud constante; con ellos, se calcula la magnitud de las restantes estrellas por comparación.

Estas magnitudes se denominan aparentes (se trata de las que se perciben, sin corrección alguna). El Sol tiene una magnitud aparente de -26,8^m; el planeta Venus varía entre -3^m y -4,5^m; y las estrellas más débiles posibles de observar con un telescopio terrestre alcanzan +24^m.

Ahora bien, la magnitud aparente no solo depende de la energía irradiada por las estrellas, sino también de la distancia a la que que se encuentran. El Sol, por ejemplo, no resultaría muy luminosos si se hallara a la distancia que se encuentra la estrella más cercana ( Centauro).

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Para eliminar el efecto de la distancia, los astrónomos idearon el concepto de magnitud absoluta. Esta magnitud es una medida de la luminosidad que tendría para nosotros si la estrella se encontrara a una distancia de 10 pc (esta distancia equivale a 32,6 años luz).

Para conocer la magnitud absoluta, se debe conocer la magnitud aparente (por ejemplo, con un fotómetro, que es un instrumento que permite medir el brillo aparente de los astros y la distancia. Recíprocamente, con ambas magnitudes (la aparente y la absoluta) se puede estimar la distancia de un astro; en este caso, la magnitud aparente se obtiene (como antes) directamente de las observaciones fotométricas y la magnitud absoluta, por su parte, se consigue determinar a partir de consideraciones físicas o mediante comparaciones con objetos cuyo brillo intrínseco se conoce.

Por otra parte, el diferente brillo o luminosidad intrínseca de las estrellas depende de la reserva del componente básico de cada una: el hidrógeno (H). La transformación gradual del H en helio (He) da lugar a la energía que luego observamos como el brillo de la estrella.

La masa de una estrella es nso cuenta u sobre la cantidad de materia que posee; es un número no muy sencillo de obtener, ya que a través de la luz que recibimos de los astros no suministra ninguna información acerca de su valor.

No obstante, se consigue medir la masa de una estrella siempre que se pueda determinar el efecto de su fuerza de atracción gravitatoria sobre el movimiento de otro cuerpo, ubicado éste a distancia conocida. Este método para calcular masas estelares no puede aplicarse a estrellas solitarias, a causa de que su aislamiento hace que la influencia gravitatoria sobre sus cuerpos vecinos no sea significativa. En cambio, es aplicable para determinar la masa de aquellas estrellas que forman sistemas binarios o dobles (e trata de dos estrellas muy próximas moviéndose una alrededor de la otra. En esos sistemas, las estrellas se encuentran muy próximas, afectadas mutuamente por acción de sus respectivas fuerzas de gravedad.

Mediante la observación detenida del cielo, se verifica que los planetas se diferencian de las estrellas porque se mueven entre ellas, mientras las segundas parecen inmóviles; el fondo de estrellas simula encontrarse fijo sobre la esfera celeste, fundamentalmente porque las distancias relativas que separan una de otras aparentan ser constantes dada la gran lejanía de todas ellas.

En realidad, todas las estrellas se mueven. La aparente invariabilidad de la forma de las constelaciones es producto de la enorme distancia que nos separa de las estrellas, algo que hace inapreciable su movimiento a simple vista y que sólo pueda percibirse comparando observaciones separadas por largos períodos de tiempo, décadas o centurias.

Edmund Halley determinó por primera vez en 1718 el movimiento de las estrellas, comparando las posiciones de tres estrellas muy brillantes: Arturo, Proción y Sirio, dadas por Ptolomeo (85-165 d.C.) en el famoso Almagesto, con las que él mismo había medido. Encontró que ellas habían variado de posición en relación con las estrellas vecinas poco brillantes: la diferencia que halló fue de 1° para Arturo y 0,5° para Sirio.

Movimiento propio

El desplazamiento aparente de las estrellas en el cielo se designa como movimiento propio y se indica en segundos de arco por año (“/año).

Si se comparan dos fotografías de la misma región del cielo, obtenidas con un intervalo de unos 50 años o más, es relativamente sencillo comprobar y medir los diversos movimientos de las estrellas en sentido perpendicular a la visual. Es evidente que este movimiento propio es el desplzamiento en el espacio de la estrella proyectada en el cielo.

Los movimientos propios son, en general, muy pequeños; la enorme mayoría de las estrellas tienen movimientos propios del orden de 0,001″/año, salvo algunas poces estrellas con algo más de 1″/año. Un caso muy particular es la llamada estrella de Barnard que presenta un movimiento propio de 10,25″/año, que equivale a 1° cada 350 años.

Velocidad radial

La velocidad radial es la componente de la velocidad de la estrella en el sentido de la visual dirigida a la misma.

La medición de las velocidades radiales se realiza mediante el análisis del espectro de las estrellas; las líneas espectrales de los elementos de la serie periódica que aparecen en él se desplazan hacia el azul o hacia el rojo según que la fuente luminosa se acerque o se aleje del observador (efecto Doppler).

Por otra parte, ese desplazamiento de las líneas en el espectro es proporcional a la velocidad de la fuente, lo cual permite determinar la velocidad radial de una estrella midiendo el corrimiento de las líneas de su respectivo espectro. La medida se reduce a obtener el espectro de la estrella superpuesto a un espectro de comparación de una fuente terrestre. Si en el espectro estelar se mide el desplazamiento, mediante la expresión del efecto Doppler encontramos que:

la velocidad radial es igual al producto de la velocidad de la luz c multiplicada por el desplazamiento de la longitud de onda de esa misma línea con respecto a la posición normal de la línea en un espectro de referencia determinado en un laboratorio terrestre.

El valor resulta dado en las mismas unidades que la velocidad de la luz c, y generalmente se lo indica en kilómetros por segundo. Puede ser de acercamiento (con signo negativo) o de alejamiento (con signo positivo), según que las líneas espectrales se hayan corrido hacia el azul o bien hacia el rojo.

Se han medido las velocidades radiales de muchos miles de estrellas, las cuales oscilan entre 0 y 400 km/seg, medidas expresadas con relación al Sol; sin embargo, la mayoría de las estrellas tiene velocidades comprendidas entre 10 y 40 km/seg y son raras aquellas que presentan una velocidad radial superior a los 100 km/seg.

Además de completar la descripción del movimiento de las estrellas, la velocidad radial permite acceder a otro tipo de información respecto de las características físicas de estos astros.

Veamos algunos ejemplos. En el caso de las estrellas dobles, la velocidad radial del sistema presenta variaciones periódicas que ponen en evidencia sus movimientos orbitales. De la misma manera, en ciertas estrellas variables llamadas pulsantes la variación de la velocidad radial se origina a causa de la expansión y contracción de su superficie.

Velocidad espacial

El movimiento de las estrellas se realiza en tres dimensiones. El llamado movimiento propio es perpendicular a la visual, con el cual puede determinarse la velocidad tangencial de la estrella, si se conoce la distancia a la que se encuentra la estrella, y además, se acercan o se alejan del observador, desplazamientos que se miden a través de la denominada velocidad radial.

El desplazamiento total de una estrella se calcula sobre la base de sus velocidades radial (V_r) y tangencial (V_t), componiendo ambas mediante la regla del paralelogramo. La composición de dichas velocidades se conoce como velocidad espacial de la estrella (V_e) y se expresa como:

V_e² = V_r² +V_t²

La V_e que resulta es la velocidad espacial relativa de la estrella con respecto al observador; para obtener la velocidad absoluta se debe restar la velocidad del observador.

La dirección del movimiento de la estrella se deduce geométricamente de la razón entre sus velocidades radial y tangencial; puede estimarse además por el ángulo que forma la velocidad espacial con la dirección de la visual.

Sirio, la estrella más brillante del cielo tiene una velocidad radial de -8 km/seg.

El astrónomo J.H. Oort descubrió en 1927 que las velocidades radiales de las estrellas evidencian un efecto producto de la rotación de la galaxia. Como las estrellas situadas entre el Sol y el centro galáctico se mueven más rápidamente, para un observador situado en el Sol (o en la Tierra), aquella que todavía no alcanzó al Sol tiene V_r negativa (es decir, se acerca). Sucede lo contrario con las estrellas que se desplazan externamente al Sol; como se mueven más lentamente, aquella que todavía no ha sido alcanzada por el Sol tiene V_r negativa (es decir, se acerca), y finalmente la estrella que quedó atrás tiene V_r positiva (se aleja). Las estrellas que están a la misma distancia que el Sol del centro galáctico parecerían estar en reposo; todo esto con referencia exclusiva al movimiento de rotación de nuestra galaxia.

Ahora bien, por otra parte, en la mayoría de las galaxias se observa un corrimiento al rojo intrínseco (es decir, una velocidad radial positiva), el cual aumenta uniformemente con la distancia, un tema que trae aparejado complejas cuestiones cosmológicas.

Rotación de las estrellas

A través del análisis del ancho de las líneas espectrales se puede determinar la velocidad de rotación de las estrellas. Líneas delgadas indican baja velocidad de rotación y líneas anchas alta velocidad. También influye en el ancho de las líneas la posición del eje de rotación con respecto a la visual. Si el eje de rotación es perpendicular a la visual se obtiene el valor real de la rotación, y en el caso de que el eje de rotación coincida con la visual no es posible determinar su velocidad de rotación. Entre ambas posiciones el valor determinado será menor que el verdadero.

Para el estudio de las estrellas es fundamental la determinación de sus distancias. En principio, el Sol es la estrella más cercana, razón por la cual es la más y mejor investigada; ahora bien, cuál es su estrella más próxima y cuán cerca se encuentra del Sol? A los astros más cercanos (como los planetas) se les puede medir sus distancias en forma directa, a través de cálculos trigonométricos relativamente sencillos. A medida que las distancias se hacen cada vez más grandes se deben utilizar métodos indirectos de medición, los cuales no siempre resultan lo suficientemente precisos.

Con el transcurso del tiempo, la observación y el registro cuidadoso de la posición de algunas estrellas, los astrónomos han detectado cierto desplazamiento de las mismas, reflejo de la traslación de la Tierra alrededor del Sol e independiente del movimiento en conjunto de la esfera celeste. Al comparar la ubicación de las estrellas respecto de sus vecinas, mediante un par de fotografías astronómicas tomadas con un intervalo, digamos de seis meses, se nota cierto cambio en la posición de algunas de ellas, entre una foto y la otra. Se comprueba que la misma estrella vuelve a su posición anterior un año después de la primera fotografía.

Este efecto se debe a que en un año, las estrellas cercanas modifican su posición con respecto a las estrellas más lejanas, como reflejo del movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol ⁽²⁴⁾ . La observación y el registro de este fenómeno permite determinar la distancia a las estrellas más cercanas a la Tierra. Para ello, los astrónomos han definido la paralaje de una estrella como el ángulo bajo el cual se ve desde la estrella, el radio de la órbita terrestre.

La paralaje entonces, es la mitad del ángulo total que se desplaza la estrella en el cielo; su valor es siempre muy pequeño, inclusive para las estrellas más cercanas, de tal manera que su determinación debe hacerse con extremo cuidado. La primera determinación de una paralaje fue realizada en 1838, para la estrella 61 Cisne, hallándose el valor de 0,3″; para ilustrar esta medida angular, téngase en cuenta que un ángulo de 1″ (que se lee como “un segundo de arco”) corresponde al de una moneda de 1 centímetro de diámetro vista desde una distancia de 2 km.

La estrella más cercana al Sol es más pequeña que éste y se denomina Próxima Centauro. Forma parte de un grupo compuesto por tres estrellas unidas físicamente; dos de ellas se confunden, vistas desde la Tierra, en una única estrella muy brillante (conocida como Centauro) que desde nuestro hemisferio es observable a simple vista. De las tres estrellas de Centauro, la más débil es también la más cercana (Próxima);y le siguen, a una distancia algo mayor, las otras dos que completan el sistema triple; en particular, la paralaje de Próxima es 0,76″ ⁽²⁵⁾.

Debido a la lejanía de los astros, se han implementado otras unidades de distancia, en reemplazo de las unidades terrestres (cm, m, km, etc.) más de acuerdo con las grandes dimensiones del universo. Una unidad muy conocida por todos es el año-luz [AL]. El AL equivale a una distancia igual a la que recorre la luz durante un año; a una velocidad cercana a 300.000 km/seg, la luz recorre unos 10 millones de millones de kilómetros en un año ⁽²⁶⁾, es decir, 63.240 veces la distancia de la Tierra al Sol: esa distancia se designa AL.

Usando el AL, Centauro se halla a poco más de 4 AL de nosotros, en otras palabras, la luz de esa estrella demora unos 4 años en llegar a la Tierra.

Sabemos que cerca del Sol, aunque más allá de Centauro, hay más estrellas, en general de dimensiones más pequeñas que el Sol; sin embargo, como son débiles se trata de estrellas difíciles de observar.

Una estrella relativamente cercana e interesante es Vega ( Lira), la quinta estrella más brillante del cielo y, por lo tanto, visible a simple vista. Ha sido muy estudiada y hasta hace poco tiempo, se consideraba que sus características principales eran bien conocidas. Sin embargo, a través de observaciones realizadas con satélites se detectó la presencia de un disco de material frío ⁽²⁷⁾, girando en órbita alrededor de la estrella. Ese disco podría representar el estado más primitivo de un posible sistema planetario que acompañe a Lira (estado de condensación); un fenómeno similar se ha observado en otras estrellas, como por ejemplo en Pictoris

24. Conviene tener presente que nuestro planeta, en sólo 6 meses, cambia su posición en unos 300.000.000 de km.

25. Esta medida, convertida en kilómetros es de 27 billones, aproximadamente. A pesar de ser una distancia inimaginable, aún se considera “las cercanías” del Sol.

26. Aproximadamente, unos 31 millones de segundos.

27. A unos 180C bajo cero.

Las antiguas civilizaciones sugirieron formas y figuras en el cielo para identificar la distribución observada de las estrellas; esas formas fueron tanto de animales y seres mitológicos, como de objetos de uso cotidiano. Se las llamó constelaciones y actualmente resultan un esquema útil para delimitar una zona del cielo.

Hoy se consideran 88 constelaciones, es decir, la bóveda celeste se ha subdividido en 88 sectores definidos; a cada una le corresponde una determinada región del cielo: hay constelaciones visibles desde ambos hemisferios de la Tierra y otras observables sólo desde uno de ellos.

Entre las constelaciones más conocidas se hallan las que se encuentran proyectando el plano de la órbita de la Tierra sobre el fondo de las estrellas fijas: son las constelaciones del Zodíaco. Por fuera de la banda zodiacal, algunas muy conocidas son Cruz del Sur (visible desde nuestro hemisferio) y Osa Mayor (visible desde el hemisferio Norte), ya que las mismas permiten ubicar la posición de importantes puntos de referencia (polo sur y norte celestes, respectivamente).

La constelación que ocupa más superficie en la esfera celeste es la de Hydra (unos 1.303 grados²); contiene 68 estrellas visibles a simple vista. La Cruz del Sur, por su parte, es la constelación más pequeña.

Comúnmente se indica la posición de astros y de fenómenos astronómicos con respecto a la constelación donde aparecen. Por ejemplo “alfa Centauro” identifica la estrella más brillante de la constelación del Centauro.

Denominar la estrella como “Alfa” es nombrar a la primera letra del alfabeto griego (); los astrónomos incorporaron la secuencia de este abecedario como una escala de brillos aparentes de las estrellas. Alfa () es la más luminosa, luego le sigue Beta (), y así consecutivamente. En general, las estrellas más luminosas también han recibido nombre propio, como Sirio ( Canis Majoris).

Cuando se trata de estrellas menos brillantes, en general son indicadas por un número, por ejemplo “35 Cefeo”. Por otra parte, si la estrella es variable (su brillo no es uniforme con el correr de los días) entonces lleva una o dos letras antes del nombre de la constelación a la cual pertenece (por ejemplo “RR Tauro”); algunas variables llevan un número luego de las letras.

Número de estrellas visibles a ojo desnudo

El número total de estrellas que pueden observarse en todo el cielo en condiciones ideales de observación desde el nivel del mar, sin luz artificial y en una noche sin luna, alcanza hasta magnitud 6,5. Durante todo un año hay alrededor de 10.000 estrellas en esas condiciones; esto es sin considerar el efecto de abosorción atmosférica de la luz en las cercanías del horizonte. Desde un lugar elevado sobre la superficie terrestre, como una montaña a 2000 metros de altura el número puede ser varias veces mayor. Sin embargo, para un observador en un lugar dado no es posible ver todas las estrellas del cielo al mismo tiempo.

Debe considerarse la ubicación de ese observador en la superficie de la tierra; si estuviese ubicado en el ecuador terrestre vería muchas más estrellas que en cualquier otro lugar del globo, ya que alcanzaría a a ver todas las estrellas de los dos hemisferios celestes. Para cualquier otra latitud, sur o norte, muchas estrellas son permanentemente invisibles, y muchas otras, si bien aparecen sobre el horizonte, no son visibles por efecto de la absorción atmosférica.

Para un observador en una latitud intermedia (por ejemplo: fi=-30 grados), el número total de estrellas que se pueden ver a lo largo del año, hasta una magnitud límite de 5,5 , es de unas 2.000 estrellas; pero si consideramos un lugar no necesariamente de buena calidad de visualización, aunque con muy poca luz artificial, y con una magnitud límite de unas 4 magnitudes, el número de estrellas observables a lo largo del año no alcanza a unas 400.

La Agencia Espacial Europea (ESA) en un proceso de selección entre 20 ciudades de Latinoamérica eligió Malargüe para instalar la antena de observación y control de misión interplanetarias, DS3.

La DS3 es una antena de 35 metros de diámetro, 60 toneladas de peso y 40 metros de altura (equivalente a un edificio de 15 pisos). La misión forma parte de la subred “Deep Space” (NASA) que envía órdenes y recibe resultado de naves enviadas a una distancia mayor a 2 millones de kilómetros de nuestro planeta.

La DS3 controlara 2 misiones espaciales Gaia Y ExoMars. La primera hará un relevamiento de 1.000 millones de estrellas y buscara nuevos planetas fuera de nuestro sistema solar. La ExoMars estudiara las condiciones para la existencia de vida en el planeta Marte y comprender mejor la posibilidad de enviar futuras misiones tripuladas al vecino planeta.

La construcción e implementación de la DS3 está a cargo de la empresa Dealer Ingeniería. En su sitio web, además, encontrarás una imagen en vivo del trabajo que se está realizando.