Astrofísica estelar
disco circumestelar a una estructura material con forma de anillo o torosituada en torno a una estrella.
El disco circumestelar está constituido por gas, polvo, y objetos rocosos o de hielo, denominados planetesimales.
Los discos circumestelares pueden originarse durante la fase de formación de la estrella, a partir de la misma nube de gas y polvo de que se forma ésta (discos protoplanetarios), y aunque la mayor parte del material es finalmente acretado por la estrella, expulsado por el viento estelar, o capturado en forma de planetas, una cantidad residual puede sobrevivir en forma de Cinturón de asteroides o Cinturón de Kuiper.
También puede originarse un disco circumestelar por la colisión de dos planetas o planetesimales (Disco de escombros), o durante el proceso de captura del gas procedente de la atmósfera superior de una estrella compañera en caso de estrellas binarias cerradas (disco de acrecimiento).
Escalas de tiempo estelares
Las estrellas son sistemas que permanecen estables durante la mayor parte de su vida. Pero los cambios de una fase a otra son etapas de transición que se rigen en escalas de tiempo mucho más cortas. A pesar de eso casi todas las escalas temporales superan con mucho a la humana. Las estrellas se hallan en un delicado equilibrio hidrostático entre la presión originada por las reacciones nuclearesy la atracción gravitatorioria generada por toda su masa. La aceleración vertical neta del plasma que la compone habitualmente es casi nula por lo que casi siempre se dice que las estrellas están en condiciones cuasiestáticas. De hecho, vence la presión lo que conlleva ligeras pérdidas de masa en forma de viento solar, fulguraciones, eyecciones de masa coronal u otros fenómenos extrusivos. Pero para las estrellas de menos de 10 masas solares estas pérdidas son despreciables con respecto a su masa total.
Así pues podemos escribir una ecuación que iguale la presión producida por el movimiento radial del material estelar a la suma de las fuerzas de presión positiva (hacia afuera) generadas en el núcleo y las fuerzas negativas de la gravedad (hacia adentro).
Donde ρ (rho) es la densidad, r la distancia al centro, S la superficie y Fg la fuerza gravitatoria, Fp la fuerza de presión.
En las condiciones de equilibrio esta ecuación valdría aproximadamente cero ya que ambas fuerzas tenderían a igualarse.- ............................................................................:https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Especial:Libro&bookcmd=download&collection_id=d54f981f21dea4877dcb33cad127aae85d13916e&writer=rdf2latex&return_to=Escalas+de+tiempo+estelares
La imagen representa una estrella joven similar al Sol rodeada por su disco de formación planetaria. Al fundirse el polvo en la parte más cercana a la estrella se forman cristales de silicato. / NASA-JPL-Caltech.En 2008 una estrella joven y variable a 500 años luz sufrió un dramático incremento de brillo. Tras seguir este fenómeno en tiemo real, un equipo internacional logró conocer cómo se formaron los cristales de silicato que hoy se observan en los cometas de nuestro Sistema Solar.
Experimentos estelares en tiempo real
Por Aurora Sicilia-Aguilar
Una diferencia fundamental entre Astrofísica y otras ramas de la Física es la imposibilidad de hacer experimentos en el sentido clásico. Los procesos astrofísicos tienen escalas de tiempo demasiado largas desde el punto de vista humano, y los sistemas estudiados no se pueden reproducir en el laboratorio de manera experimental sino que hemos de basarnos en observaciones y en simulaciones por ordenador.
Sin embargo, algunos de los objetos del Universo hacen estos experimentos por nosotros y es posible obtener información muy valiosa simplemente observándolos. Por ejemplo, las estrellas variables nos permiten ver cómo reacciona una estrella cuando cambia alguno de sus parámetros, igual que haríamos en un laboratorio.
Los experimentos son uno de los pilares fundamentales de la Física y, en general, de la ciencia. El ¿qué pasaría si...? nos lleva a construir sistemas controlados en el laboratorio haciendo pequeños ajustes para ver qué sucede. Pero si nos centramos en la Astrofísica, nos tenemos que conformar con observar lo que sucede, sin poder comprobar qué pasaría si cambiáramos alguno de los parámetros.
¿Qué pasaría si, por ejemplo, aumentamos la tasa de caída de material de una estrella joven en formación? Aunque no podemos actuar sobre la estrella, por suerte el Universo contiene algunos sistemas que realizan el experimento para nosotros.
Ex Lupi
La estrella EX Lupi es el prototipo de las estrellas variables jóvenes conocidas como EXORs. Estas estrellas están rodeadas de un disco protoplanetario, parte del cual va cayendo sobre la estrella, mientras que la parte restante es el ingrediente básico para la formación de un sistema planetario como nuestro Sistema Solar.
La cantidad de material que cae sobre la estrella no es constante, sino que varía con el tiempo, y así EX Lupi sufre pequeñas erupciones cada pocos años.
También sabemos que en la década de 1950 sufrió una erupción mucho mayor, aunque entonces las posibilidades de observar lo que ocurría eran muy limitadas.
En enero de 2008 un astrónomo aficionado neozelandés dio la voz de alarma: el brillo de EX Lupi se había incrementado unas 5 magnitudes (un factor 100), como ya lo había hecho en los años 50. Inmediatamente astrónomos de todo el mundo comenzaron un seguimiento de la estrella durante todo el año, utilizando distintos telescopios, desde el Telescopio Espacial Spitzer que opera en el infrarrojo hasta telescopios ópticos en tierra.
Un grupo internacional, con astrónomos de la Universidad Autónoma de Madrid, el Instituto Max-Planck de Astronomía (Alemania), el Observatorio de Leiden (Holanda) y el Observatorio de Konkoly (Hungría), llevó a cabo observaciones de EX Lupi durante 2008 con el espectrógrafo de alta resolución FEROS, en el Observatorio de La Silla, en Chile.
La cantidad de material que cae sobre la estrella no es constante, sino que varía con el tiempo, y así EX Lupi sufre pequeñas erupciones cada pocos años.
También sabemos que en la década de 1950 sufrió una erupción mucho mayor, aunque entonces las posibilidades de observar lo que ocurría eran muy limitadas.
En enero de 2008 un astrónomo aficionado neozelandés dio la voz de alarma: el brillo de EX Lupi se había incrementado unas 5 magnitudes (un factor 100), como ya lo había hecho en los años 50. Inmediatamente astrónomos de todo el mundo comenzaron un seguimiento de la estrella durante todo el año, utilizando distintos telescopios, desde el Telescopio Espacial Spitzer que opera en el infrarrojo hasta telescopios ópticos en tierra.
Un grupo internacional, con astrónomos de la Universidad Autónoma de Madrid, el Instituto Max-Planck de Astronomía (Alemania), el Observatorio de Leiden (Holanda) y el Observatorio de Konkoly (Hungría), llevó a cabo observaciones de EX Lupi durante 2008 con el espectrógrafo de alta resolución FEROS, en el Observatorio de La Silla, en Chile.
Erupicones estelares
Todo comienza cuando la caída de material sobre la estrella se incrementa de manera repentina, aumentando en un factor de cien. La estrella reacciona con un aumento de luminosidad, y a la vez se genera un fuerte viento en el disco interno de la estrella. El aumento de la cantidad de material que cae sobre la estrella es tal, que puede distinguirse el movimiento de grumos de material moviéndose en espiral hasta la estrella a través del efecto Doppler en las líneas espectrales de emisión.
A lo largo de 2008 se observó cómo la cantidad de materia en caída disminuía a partir del máximo inicial y la estrella iba perdiendo brillo y acercándose a su estado inicial estable mientras el viento se hacía cada vez más débil.
La detección de un fuerte viento en el disco asociado a la erupción nos permite explicar varias cosas, entre ellas, el transporte de silicatos cristalinos en el disco de la estrella, el cual había sido observado por medio del Telescopio Espacial Spitzer y el interferómetro VLTI en Chile.
Los silicatos cristalinos se formaron al fundirse y cristalizarse el polvo en la parte del disco más cercana a la estrella, gracias al aumento de la temperatura del disco durante la erupción. Estos cristales de silicatos son muy similares a los que se han observado en el polvo en los cometas del Sistema Solar. Los silicatos cristalinos necesitan temperaturas muy altas para formarse: prácticamente sólo se forman en las cercanías de la estrella. Esto los convierte en un excelente contraste estelar.
Al igual que un geólogo añade un contraste a una corriente de agua subterránea para observar cómo discurre, los silicatos cristalinos actúan como contraste en el disco de la estrella, y el hecho de que aparezcan en zonas frías nos indica que algo ha debido transportarlos hasta allí.
En el caso de EX Lupi, este algo es el viento que aparece durante la erupción.
No es fácil entender el contenido cristalino de los cometas, que se formaron a mucha distancia del Sol en lugares fríos y ricos en hielos. Sin embargo, la aparición de fuertes vientos durante las fases altamente eruptivas de una estrella podría explicar cómo llegaron estos cristales hasta los lugares de formación de los cometas.
A lo largo de 2008 se observó cómo la cantidad de materia en caída disminuía a partir del máximo inicial y la estrella iba perdiendo brillo y acercándose a su estado inicial estable mientras el viento se hacía cada vez más débil.
La detección de un fuerte viento en el disco asociado a la erupción nos permite explicar varias cosas, entre ellas, el transporte de silicatos cristalinos en el disco de la estrella, el cual había sido observado por medio del Telescopio Espacial Spitzer y el interferómetro VLTI en Chile.
Los silicatos cristalinos se formaron al fundirse y cristalizarse el polvo en la parte del disco más cercana a la estrella, gracias al aumento de la temperatura del disco durante la erupción. Estos cristales de silicatos son muy similares a los que se han observado en el polvo en los cometas del Sistema Solar. Los silicatos cristalinos necesitan temperaturas muy altas para formarse: prácticamente sólo se forman en las cercanías de la estrella. Esto los convierte en un excelente contraste estelar.
Al igual que un geólogo añade un contraste a una corriente de agua subterránea para observar cómo discurre, los silicatos cristalinos actúan como contraste en el disco de la estrella, y el hecho de que aparezcan en zonas frías nos indica que algo ha debido transportarlos hasta allí.
En el caso de EX Lupi, este algo es el viento que aparece durante la erupción.
No es fácil entender el contenido cristalino de los cometas, que se formaron a mucha distancia del Sol en lugares fríos y ricos en hielos. Sin embargo, la aparición de fuertes vientos durante las fases altamente eruptivas de una estrella podría explicar cómo llegaron estos cristales hasta los lugares de formación de los cometas.
1838. Las primeras medidas de distancias estelares
- Con motivo del Año Internacional de la Astronomía, Rafael Bachiller, director del Observatorio Astronómico Nacional, nos invita a un recorrido por los hitos cruciales de estos cuatro siglos de historia del telescopio
Desde la invención del telescopio la medida de la distancia a las estrellas había desafiado a los astrónomos. No hubo instrumentos suficientemente precisos para realizar estas medidas hasta la primera mitad del XIX.
En 1838, Friedrich Bessel midió la distancia a la estrella 61 Cygni (unos 11 años-luz), poco después Wilhelm Struve midió la distancia a Vega (unos 25 años-luz) y Henderson la de la estrella más próxima al Sol: Alfa del Centauro (4,3 años-luz). Se alcanzó así una idea de las escalas interestelares.
Estas medidas también permitieron comparar las luminosidades de las estrellas entre sí, lo que llevó a la conclusión de que el Sol no era más que una estrella media entre las innumerables estrellas observables en la bóveda.
Las estrellas, sólo en 2D
Cuando miramos la bóveda celeste obtenemos una imagen en 2 dimensiones de la distribución de las estrellas. Pero ¿cuál es la distribución real de las estrellas en las 3 dimensiones? Para responder a esta pregunta hay que medir la distancia que nos separa de las estrellas.Desde la invención del telescopio, la medida de estas distancias había desafiado a los astrónomos.
La paralaje
¿Cómo medir la distancia a las estrellas? Desde los tiempos de Galileo, se había predicho que, según la Tierra describe su órbita en torno al Sol, las estrellas cercanas debían observarse describiendo una pequeña elipse en el cielo. Cuanto más cercana sea la estrella mayor será ese movimiento paralácticoofreciendo así la oportunidad de medir su distancia.
Es como cuando viajamos en un tren y observamos que los árboles más cercanos parecen moverse rápidamente (y desaparecen pronto de nuestra vista) mientras que los árboles lejanos apenas se mueven(y permanecen visibles durante mucho tiempo).
En 1725, James Bradley intentando medir la paralaje había descubierto la aberración de la luz y había concluido que la paralaje a las estrellas más cercanas era menor que 1 segundo de arco, lo que implicaba que estas estrellas se encontraban, a distancias superiores a 200.000 veces la del Sol. En el XVIII no había telescopios capaces de medir esas paralajes.
Pero a principios del XIX se introdujeron grandes perfeccionamientos en la instrumentación astronómica. Por un lado, Jesse Ramsden había desarrollado un método para grabar de manera mecanizada la escala sobre el círculo de posición de los telescopios, lo que mejoraba enormemente la precisión de las medidas de las posiciones estelares. Por otro lado, Joseph Fraunhofer había introducido la montura ecuatorial que permitía realizar el seguimiento de las estrellas con gran precisión y había diseñado un micrómetro para medir pequeños ángulos en el espacio.
Medidas pioneras
El primer astrónomo que utilizó este sofisticado instrumental para medir una paralaje fue Friedrich Bessel.
Bessel nació en Minden (Alemania) en 1784 y trabajó como contable en su juventud. Astrónomo autodidacta, demostró pronto su valía en esta disciplina, de forma que a los 25 años de edad se le confió el observatorio de Königsberg donde permanecería hasta su muerte en 1864.
En Königsberg, con el fin de medir una paralaje, Bessel decidió probar suerte con 61 Cygni, una estrella débil que presentaba un movimiento aparente excepcionalmente rápido (un indicio de que se encontraba cercana).
Con sumo cuidado, Bessel midió repetidamente la posición aparente de esta estrella respecto de otras del fondo y, tras sustraer todos los efectos de movimiento que no eran debidos a la paralaje, anunció en 1838 que la paralaje de 61 Cygni era de tan sólo 0,30 segundos de arco. Es decir, la distancia a esta estrella era de 650.000 veces mayor que la distancia al Sol: unos 98 billones de kilómetros. Desde esta estrella, la luz tardaba en llegarnos 10,4 años, por lo que su distancia podía expresarse como "10,4 años-luz" (un valor muy próximo al de 11,4 años-luz adoptado en la actualidad).
Casi simultáneamente, en Dorpat (hoy Tartu, Estonia), el astrónomo ruso-alemán Wilhelm Struve (1793-1864) adquirió un gran refractor a Fraunhofer y lo utilizó para medir la paralaje de Vega (Alfa de la Lira).
Esta estrella, la cuarta más brillante del cielo, también presentaba un rápido movimiento propio. En 1840, anunció que la paralaje de Vega era 0,29 segundos de arco, lo que correspondía a unos 11 años-luz. (Hoy sabemos que la paralaje real de Vega es 0,13 segundos y su distancia unos 25 años luz).
La estrella más próxima
Finalmente, el astrónomo escocés Thomas Henderson (1798-1844) observó desde el Cabo de Buena Esperanza la estrella Alfa Centauri, que sólo es visible desde el Hemisferio Sur.
La estrella más brillante de la constelación de Centauro, la tercera más brillante del cielo, también estaba animada de un movimiento propio rapidísimo y, todavía más, era una estrella múltiple en la que al menos dos de las componentes presentaban una separación aparente mayor de lo habitual.
Aunque Henderson no poseía la instrumentación tan sofisticada de Bessel y Struve, pudo medir la paralaje de esta estrella por ser excepcionalmente cercana. Henderson midió 0,91 segundos de arco. Ahora disponemos de un valor más preciso, 0,76 segundos, es decir 4,3 años-luz, lo que hace de Alfa Centauri la estrella más próxima a la Tierra (después del Sol). Hoy sabemos que Alfa Centauri es de hecho un sistema triple, la estrella más próxima de las tres recibe el nombre dePróxima Centauri.
Las estrellas, por fin en 3D
La medida de la distancia a las estrellas permitía por primera vez tener una idea de la distribución en 3 dimensiones del entorno solar y de las escalas de distancias que reinan en el espacio interestelar.
El Sol aparecía como una estrella más entre otras muchas y la luz empleaba varios años para recorrer las distancias entre las estrellas vecinas.
El espacio interestelar era mucho más vasto de lo que se había imaginado hasta entonces.
El Sol, una estrella banal
Una vez conocidas las distancias a las estrellas, podían determinarse sus luminosidades reales. Resultó así que las componentes mayores de Alfa Centauri son tan luminosas como el Sol, mientras que 61 Cygni lo es mucho menos y Vega mucho más.
La confirmación por Galileo de la idea de Copérnico de que la Tierra era un planeta más de los que giraban en torno al Sol ya había supuesto un duro golpe para el antropocentrismo. La medida de las distancias a las estrellas venía ahora a amplificar estas ideas filosóficas que seguían poniendo al hombre en su lugar: el Sol, nuestra estrella, no era más que una de las innumerables estrellas de las que pueblan la bóveda celeste, una estrella media que no parece tener nada de especial, una estrella banal.
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