Nuestro universo

Estrellas:

En sentido general, una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia; mientras que en términos más técnicos y precisos podría decirse que se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la energía producida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética. Sin embargo, este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro que constituyen la evolución de la estrella.
-Formación: Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico

Ciclo de vida:

Mientras las interacciones se producen en el núcleo, éstas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha por Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna —la gravedad y las interacciones de fusión de las capas externas— producen una constante variación del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar. Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de su masa total, la fusión entrará en un proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.

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 común, 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.
-Sistemas estelares binarios Un sistema estelar de dos estrellas es conocido como estrella binaria, o estrella doble. Si no hay fuerzas de marea, ni perturbaciones producidas por otras fuerzas, ni transferencias de masa de una estrella a la otra, se trata de un sistema estable, y las dos estrellas trazan una órbita elíptica en torno al centro de masas del sistema de forma indefinida.
Ejemplos de sistemas binarios pueden ser: Sirio, Procyon y Cygnus X-1, este último posiblemente un agujero negro.
-Sistemas estelares múltiples Un sistema estelar con tres o más estrellas se denomina estrella múltiple. Sistemas con tres o más estrellas pueden ser inestables, y uno de los acontecimientos finales puede ser la expulsión de una o más estrellas del sistema. Las estrellas múltiples pueden nombrarse como triples si están compuestas por tres estrellas, cuádruples si tienen cuatro y así sucesivamente.

Agrupaciones estelares

Se han encontrado concentraciones o acumulaciones de estrellas con una estructura tal que son reconocibles al ojo desnudo en ciertos casos, telescopicamente o bien a través de fotografías en otros. El grado de concentración de estrellas en estos verdaderos enjambres es variable y sirve, entre otros parámetros, par distinguirlos entre si. Todos los sistemas estelares son agrupaciones cuyos miembros se encuentran físicamente relacionados entre si.
Se considera que las componentes de estrellas dobles y de sistemas múltiples deben de haber tenido un origen común; lo cual puede sospecharse de los miembros de agrupaciones estelares de mayor número de miembros como, por ejemplo, los cúmulos estelares. Por lo tanto, resulta de gran interés examinar en una agrupación dada la distribución de las estrellas que la componen. Si partimos de la hipótesis de que las estrellas forman parte de un cúmulo se han formado simultáneamente, todas tendrán la misma edad, pero por otro lado no todas deben tener forzosamente la misma masa. A mayor masa, mayor es la generación de energía de las estrellas y las más masivas evolucionan con mayor rapidez que las de menor masa.

Asociaciones

Los astrónomos han observado que en determinadas regiones de nuestra galaxia hay una acumulacion de estrellas azules a estos grupos se los denominó asociaciones. Las asociaciones OB son grupos estelares muy dispersos cuyo núcleo es un cúmulo abierto. Por ejemplo, la asociación α Persei, alrededor del cúmulo doble de Perseo. Otro tipo de asociación son las asociaciones T, correspondientes a estrellas variables de tipo T Tauri o RW Aurigae.
En cuanto a su edad se trata de agrupaciones de corta vida que en menos de 107años se desintegran completamente. Esto se debe a que se distribuyen en regiones muy amplias y su atracción gravitacional es débil. Se conocen unas 70 de estas asociaciones.