Astronomía

En el universo, las estrellas son las fuentes de luz más grandes de todas, realmente potentes y destructivas, hoy veremos las estrellas más poderosas de nuestra galaxia.

La primera y la más grande hasta ahora es:

NML Cygni y se calcula que tiene 2500 radios solares:

NML Cygni o Cyg NML es una estrella hipergigante roja, y la estrella más grande conocida en la actualidad , alrededor de 2500 radios solares. Su distancia a la Tierra se estima en alrededor de 1.61 kpc, o unos 5300 años luz. Esta estrella fue descubierta por Neugebauer, Martz, y Leighton en 1965. El nombre NML proviene de los nombres de estos tres descubridores.
Esta estrella tiene un entorno de polvo a su alrededor que forma una nebulosa asimétrica en forma de frijol que es coincidente con la distribución de los máseres de vapor de agua. Es una estrella semirregular variable con un período de aproximadamente 940 días.
NML Cygni es una parte de la asociación Cygnus OB2. La asociación Cyg OB2 abarca casi 2 grados en el cielo, o dentro de ~ 30 pc a una distancia de 1,87 ± 0,2 kpc, siendo uno de las más cercanas asociaciones de masa en el sol. Cuenta con una pérdida de masa estimada de ~ 50 M ⊙ y 2 × 10 ^ (-4) M ⊙ yr ^ (-1). La paralaje anual de esta estrella mide aproximadamente 0,62 milisegundos de arco.
NML Cygni es una estrella masiva rica en oxígeno. La composición de esta estrella comenzó a ponerse de manifiesto con el descubrimiento de las emisiones de radio OH (1612 MHz) en 1968 (Wilson y Barrett). La presencia de moléculas como H₂O, SiO, CO, HCN, CS, SO, SO₂ y H₂S , también se reveló en los años posteriores.

La segunda más grande es VY Canis Majoris y tiene 2000 radios solares:

VY Canis Majoris (VY CMa), es una estrella hipergigante roja, localizada en la constelación de Canis Major. Es una de las estrellas conocidas más grandes y luminosas. En su momento fue la mayor estrella conocida, aunque luego se descubrieron otras estrellas de mayor tamaño. En la actualidad la mayor estrella conocida es NML Cygni.

Características

Hay dos opiniones diferentes en relación con VY CMa. Una de ellas (según estudios de un equipo de astrónomos liderado por Roberta Humphreys pertenecientes a la Universidad de Minnesota, y que la han estudiado a través del Telescopio Espacial Hubble y el observatorio W.M. Keula en Hawái) es que la estrella es una enorme y luminosa hipergigante roja, que inicialmente se ha supuesto con un radio entre 1800 y 2600 radios solares -en cuyo caso su superficie se extendería, si se la ubicara en el lugar del Sol, más allá de la órbita de Saturno-, existiendo estimaciones anteriores de su diámetro que la consideran aún más grande, con un radio de 19 unidades astronómicas, lo que equivale a 3000 radios solares, muy por encima del radio máximo que según los modelos puede tener una estrella supergigante roja. La otra (con base en los estudios de Massey, Levesque y Plez), es que la estrella es una supergigante normal, con un radio estimado en los 600 radios solares.
Las últimas mediciones sugieren que su radio es 1420±120 veces el del Sol (es decir, similar al de otras hipergigantes rojas cómo Mu Cephei ó V354 Cephei y dentro de lo que las teorías de evolución estelar predicen).

Comparación entre los tamaños del Sol y VY Canis Majoris.

Su luminosidad (asumiendo un radio de 2000 veces el del Sol) es aproximadamente 300.000 veces superior a la de nuestra estrella.

Nebulosa circumestelar

Los estudios de VY Canis Majoris son complicados, ya que la estrella se ha desprendido ya de una buena parte de su atmósfera, creando a su alrededor una capa que contiene polvo y aproximadamente el doble de oxígeno que de carbono y que ha sido estudiada en detalle por el Telescopio Espacial Hubble, mostrando diversos arcos que han sido interpretados como producidos por violentas erupciones solares. Dicha nebulosa la oculta, de modo que no es posible ver directamente su fotosfera y lo que en realidad se observa es luz reflejada y reemitida por los granos de polvo existentes en las capas de material expulsadas por ella.
La presencia de dicha nebulosa y sus similitudes con la que rodea a la hipergigante amarilla IRC+10420 han llevado a algunos autores a suponer que VY Canis Majoris está evolucionando para convertirse en un astro similar al comentado, y de ahí en una estrella variable luminosa azul, y luego, tal vez en una estrella Wolf-Rayet antes de estallar finalmente como supernova; se ha calculado que esta estrella inició su vida como una estrella de clasificación espectral O y una masa de 25 masas solares.
Durante un tiempo se pensó que esta estrella sería un sistema estelar múltiple (de hecho, la estrella aparece en varios catálogos de estrellas dobles y múltiples), pero aunque se haya podido comprobar que las presuntas «compañeras» son en realidad condensaciones en la mencionada nebulosa y no estrellas reales, algunos autores consideran que quizás exista una compañera auténtica, con un período de rotación alrededor de VY Canis Majoris de varios miles de años.

Distancia

Habitualmente se ha asumido para VY Canis Majoris una distancia al Sol de 1,5 kiloparsecs (4900 años luz) con base a su posible asociación con una nube molecular cercana y al también vecino cúmulo abierto NGC 2362; sin embargo, mediciones más recientes con ayuda del VLBI dan una distancia menor, de entre 1,14 y 1,2 kilopársecs; los diámetros y luminosidades dados arriba asumen ésta última distancia.

Esta vez no es una roja, sino una azul llamada Rigel es mucho más pequeña que las anteriores pero si la ponemos en lugar de nuestro Sol destruiria todos los planetas de nuestro sistema:

Rigel (Beta Orionis / β Ori / 19 Orionis) es un sistema estelar en la constelación de Orión. Aunque su denominación de Bayer «Beta» debería corresponder a la segunda estrella más brillante de la constelación, su magnitud aparente de +0,18 la sitúa de hecho como la más brillante de la misma, por delante de Betelgeuse («Alfa» Orionis).

Nombre

Rigel está situada en el supuesto pie izquierdo de la figura del cazador Orión que forman las estrellas de la constelación. De ahí proviene su nombre, del árabe Rijl jauza al-Yusra, «el pie izquierdo del central», en alusión a Orión. Otro nombre de la estrella, rara vez utilizado, es Algebar o Elgebar, derivado del árabe ar-Rijl al-Jabbār, «el pie del gigante».
En China era conocida como 宿七, Shēnxi ù Qī, «La Séptima de las Tres Estrellas». Este curioso nombre se debe a que, inicialmente, el Asterismo de Las Tres Estrellas constaba justamente de sólo tres, el célebre Cinturón de Orión (ver constelaciones chinas). Posteriormente se añadieron cuatro estrellas al asterismo, pero el nombre permaneció inalterado.
En Japón era conocida como 源氏星, Genjiboshi, «La estrella de Clan Genji».

Características físicas

Situada más lejos de las medidas fiables de paralaje, las estimaciones espectroscópicas sitúan a Rigel entre 700 y 900 años luz —210 y 280 pársecs— del Sistema Solar. La mejor conjetura del satélite Hipparcos es una distancia de 860 años luz.
La principal componente del sistema es una supergigante blanco-azulada de tipo espectral B8Iab y con una temperatura superficial de 11.500 K. Estrella muy masiva —tiene una masa de 18 masas solares—, brilla con una luminosidad en el espectro visible 50.000 veces superior a la del Sol; si se considera la luz ultravioleta, su luminosidad aumenta hasta 85.000 veces la emitida por el Sol. Su radio es igual a 73 veces el radio solar —equivalente a 0,34 unidades astronómicas—, por lo que si estuviese en el lugar del Sol, se extendería casi hasta la órbita de Mercurio. Muy avanzada en su evolución, lo más probable es que en su interior exista un núcleo inerte de helio, si bien también podría estar fusionando helio en carbono y oxígeno después de haber pasado por la fase de gigante roja. Estrellas de esta masa finalizan sus vidas en una explosión de supernova.

Comparación entre el tamaño de Rigel y el del Sol.

Al moverse por una región con nebulosidades y siendo tan luminosa, Rigel ilumina varias nubes de polvo cercanas, siendo la más notable IC 2118 (la «Nebulosa Cabeza de Bruja»). Rigel parece también asociada a la Nebulosa de Orión, la cual, aunque situada aproximadamente en la misma línea de visión, se halla casi dos veces más alejada de la Tierra. A pesar de la diferencia de distancia, la proyección de la trayectoria de Rigel por el espacio, considerando su edad estimada —unos 10 millones de años—, la sitúa originalmente cerca de la nebulosa. Aunque Rigel es a veces clasificada como miembro de la Asociación estelar Orión OB1, parece estar demasiado próxima a nosotros para ser considerada un miembro real de la misma, a no ser que —al igual que Betelgeuse (α Orionis)— fuera expulsada de su lugar de nacimiento.
Rigel es una estrella variable con pequeñas oscilaciones en su brillo, fenómeno poco común en supergigantes. El rango de variabilidad oscila entre 0,3 y 0,03 magnitudes, equivalente a una variación entre el 3% y el 30%, con un periodo de 25 días. Se ha propuesto que la variabilidad se debe a la existencia de una cuarta estrella en el sistema —véase abajo la sección Sistema estelar—, pero generalmente se considera que la verdadera causa radica en pulsaciones en la superficie de la estrella principal.

Sistema estelar

Se sabe que Rigel es una binaria visual al menos desde 1831, cuando fue medida por vez primera por Friedrich Georg Wilhelm von Struve. Aunque la estrella acompañante, Rigel B, tiene magnitud +6,7, su proximidad a Rigel A —más de 500 veces más brillante— supone un desafío para telescopios de menos de 150 mm de apertura. A la distancia estimada del sistema, Rigel B está separada de la estrella primaria por más de 2500 unidades astronómicas (ua); consecuentemente, no se ha detectado movimiento orbital alguno, si bien comparten movimiento propio.
A su vez, Rigel B es una estrella binaria, compuesta por dos estrellas de secuencia principal separadas entre sí unas 100 ua. El período orbital de esta binaria es de unos 400 años. Una cuarta estrella de magnitud 15 parece también estar asociada al sistema. Visualmente a 44 segundos de arco —que corresponde a una separación real de más de 11.500 ua— puede ser una enana de tipo K que tarda unos 250.000 años en completar una órbita en torno al brillante trío interior.

Todas las que hemos visto tienen una energía impresionante, pero hay una muy especial, sin ella no estariamos aqui, estoy hablando de el Sol, la estrella más cercana que tenemos:

El Sol (del latín sol, solis, a su vez de la raíz proto-indoeuropea sauel-) es una estrella del tipo espectral G2 que se encuentra en el centro del Sistema Solar y constituye la mayor fuente de radiación electromagnética de este sistema planetario. La Tierra y otros cuerpos (incluidos otros planetas, asteroides, meteoroides, cometas y polvo) orbitan alrededor del Sol. Por sí solo, representa alrededor del 98,6 por ciento de la masa del Sistema Solar. La distancia media del Sol a la Tierra es de aproximadamente 149.600.000 kilómetros (92.960.000 millas) y su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 19 segundos. La energía del Sol, en forma de luz solar, sustenta a casi todas las formas de vida en la Tierra a través de la fotosíntesis, y determina el clima de la Tierra y la meteorología.
Es la estrella del sistema planetario en el que se encuentra la Tierra; por tanto, es el astro con mayor brillo aparente. Su visibilidad en el cielo local determina, respectivamente, el día y la noche en diferentes regiones de diferentes planetas. En la Tierra, la energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos. El Sol es una estrella que se encuentra en la fase denominada secuencia principal, con un tipo espectral G2, que se formó entre 4.567,9 y 4.570,1 millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente 5000 millones de años más. El Sol, junto con todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor, incluida la Tierra, forman el Sistema Solar.
A pesar de ser una estrella mediana, es la única cuya forma se puede apreciar a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" de arco en el perihelio y 31'31" en el afelio, lo que da un diámetro medio de 32' 03". La combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).

Nacimiento y muerte del Sol

El Sol visto a través de las lentes de una cámara fotográfica desde la superficie terrestre.

La diferencia de tamaños entre el Sol y La tierra queda patente en esta imagen comparativa de ambos, con la tierra en el lado izquierdo, y un trozo del Sol a la derecha.

El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.500 millones más. Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un billón de años en enfriarse. Se formó a partir de nubes de gas y polvo que contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumestelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del Sistema Solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio, produciéndose la energía que irradia. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable.
Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al haberlo transformado en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentando progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y el Sol se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de kelvins, comenzará a producirse la fusión del helio en carbono mientras alrededor del núcleo se sigue fusionando hidrógeno en helio. Ello producirá que la estrella se contraiga y disminuya su brillo a la vez que aumenta su temperatura, convirtiéndose el Sol en una estrella de la rama horizontal. Al agotarse el helio del núcleo, se iniciará una nueva expansión del Sol y el helio empezará también a fusionarse en una nueva capa alrededor del núcleo inerte -compuesto de carbono y oxígeno y que por no tener masa suficiente el Sol no alcanzará las presiones y temperaturas suficientes para fusionar dichos elementos en elementos más pesados- que lo convertirá de nuevo en una gigante roja, pero ésta vez de la rama asintótica gigante y provocará que el astro expulse gran parte de su masa en la forma de una nebulosa planetaria, quedando únicamente el núcleo solar que se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra. El Sol no llegará a estallar como una supernova al no tener la masa suficiente para ello.
Si bien se creía en un principio que el Sol acabaría por absorber a Mercurio, a Venus y a la Tierra al convertirse en gigante roja, la gran pérdida de masa que sufrirá en el proceso hizo pensar por un tiempo que la órbita terrestre -al igual que la de los demás planetas del Sistema Solar- se expandiría posiblemente y salvaría a nuestro planeta de ese destino. Sin embargo, un artículo reciente postula que ello no ocurrirá y que las interacciones mareales, así como el roce con la materia de la cromosfera solar, harán que nuestro planeta sea absorbido. Otro artículo posterior apunta en la misma dirección.