Tipos de Estrellas

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Tipos de estrellas

Decenas de tipos de estrellas diferentes pueblan la Vía Láctea y el universo en general. Las más comunes son las enanas de la secuencia principal, como el Sol, que fusionan hidrógeno en helio dentro de sus núcleos. Las enanas abarcan toda la gama de masas estelares, desde quizás hasta 200 masas solares (200 Mgraphic image 1) hasta el mínimo de 0,075 masas solares, por debajo del cual no funciona la cadena completa de fusión protón-protón. Las estrellas enanas de la secuencia principal ocupan una secuencia espectral que va desde la clase O hasta las clases B, A, F, G, K, M y L. Dentro de la secuencia principal, las estrellas enanas se dividen en dos grandes grupos: las que tienen menos de 1,3 masas solares (clase F5), cuya luminosidad procede de la cadena protón-protón, y las estrellas de mayor masa que se sustentan principalmente en el ciclo del carbono. Entre las estrellas de la secuencia principal, las más comunes son las estrellas M, también conocidas como estrellas enanas rojas, que representan alrededor del 80% de las estrellas de la Vía Láctea. Por debajo del final de la secuencia principal (masas inferiores a 0,075 M Imagen gráfica 1) se encuentran las enanas marrones que ocupan la mitad de la clase L y todas las clases T e Y. Las enanas marrones brillan tanto por la energía gravitatoria como por la fusión de su deuterio natural. Véase también: Enana marrón; Ciclos carbono-nitrógeno-oxígeno (astrofísica); Deuterio; Fusión nuclear; Cadena protón-protón; Tipo espectral

Dispersas entre las enanas hay diferentes tipos de estrellas que se distinguen, por comparación con las enanas de la secuencia principal, por su tamaño y luminosidad: gigantes luminosas (con radios máximos iguales a los del sistema solar interior), supergigantes brillantes (radios máximos comparables a las órbitas de Júpiter y Saturno), subgigantes (que se sitúan entre las gigantes y las enanas) y enanas blancas tenues (del tamaño de la Tierra). Todas estas clasificaciones pueden dividirse en subclases. La lista también incluye las estrellas centrales de las nebulosas planetarias, las estrellas dobles, las novas, las supernovas, las estrellas de neutrones y los agujeros negros. El estudio de la evolución estelar trata de determinar de dónde proceden todas ellas. ¿Son independientes o están conectadas de algún modo? En este último caso, ¿qué tipos de estrellas preceden y suceden a otros tipos?

Datos verificados por: Andrews

Diferentes Poblaciones de Estrellas en la Vía Láctea

Nota: véase más detalladamente sobre la Galaxia de la Vía Láctea aquí y más detalladamente sobre la estructura de la Galaxia de la Vía Láctea aquí.

Estrellas y Poblaciones estelares

El concepto de las diferentes poblaciones de estrellas ha sufrido un cambio considerable en las últimas décadas. Antes de la década de 1940, los astrónomos eran conscientes de las diferencias entre las estrellas y habían dado cuenta de la mayoría de ellas en términos de diferentes masas, luminosidades y características orbitales alrededor de la galaxia. Sin embargo, aún no se había logrado entender las diferencias evolutivas y, aunque se conocían las diferencias en las abundancias químicas de las estrellas, no se comprendía su importancia.Entre las Líneas En esta coyuntura, las diferencias químicas parecían excepcionales y erráticas y seguían sin estar relacionadas con otras propiedades estelares. No existía todavía una división sistemática de las estrellas ni siquiera en diferentes familias cinemáticas, a pesar de los avances en los trabajos teóricos sobre la dinámica de la Galaxia.

Principales tipos de población estelar

En 1944, el astrónomo de origen alemán Walter Baade anunció la exitosa resolución en estrellas del centro de la Galaxia de Andrómeda, M31, y sus dos compañeras elípticas, M32 y NGC 205. Descubrió que las partes centrales de Andrómeda y las galaxias acompañantes se resolvían a magnitudes mucho más débiles que las zonas exteriores del brazo espiral de M31. Además, utilizando placas de diferente sensibilidad espectral y filtros de colores, descubrió que las dos elípticas y el centro de la espiral tenían como estrellas más brillantes a las gigantes rojas, en lugar de las estrellas azules de la secuencia principal, como en el caso de los brazos espirales. Este hallazgo llevó a Baade a sugerir que estas galaxias, y también la Vía Láctea, están formadas por dos poblaciones de estrellas distintas en sus propiedades físicas, así como en su ubicación. Aplicó el término Población I a las estrellas que constituyen los brazos espirales de Andrómeda y a la mayoría de las estrellas que son visibles en el sistema de la Vía Láctea en la vecindad del Sol. Descubrió que estos objetos de la Población I se limitaban al disco plano de las espirales y sugirió que estaban ausentes de los centros de dichas galaxias y de las elípticas por completo. Baade designó como Población II a las estrellas gigantes rojas brillantes que descubrió en las elípticas y en el núcleo de Andrómeda. Otros objetos que parecían contener las estrellas más brillantes de esta clase eran los cúmulos globulares de la galaxia. Baade sugirió además que las estrellas de alta velocidad cercanas al Sol eran objetos de la Población II que pasaban por el disco.

Como resultado del trabajo pionero de Baade en otras galaxias del Grupo Local (el cúmulo de sistemas estelares al que pertenece la Vía Láctea), los astrónomos aplicaron inmediatamente la noción de dos poblaciones estelares a la Galaxia. Es posible segregar varios componentes de la Galaxia en los dos tipos de población aplicando tanto la idea de cinemática de las diferentes poblaciones sugerida por su posición en el sistema de Andrómeda como las teorías dinámicas que relacionan las propiedades orbitales galácticas con las distancias z (las distancias sobre el plano de la Galaxia) para las diferentes estrellas. Para muchos de estos objetos, los datos cinemáticos sobre las velocidades son la principal fuente de clasificación de la población. El componente de la Población I de la Galaxia, muy limitado al plano del sistema, contiene objetos como cúmulos estelares abiertos, estrellas O y B, variables cefeidas, nebulosas de emisión e hidrógeno neutro. Su componente de la Población II, repartida en un volumen espacial más casi esférico, incluye cúmulos globulares, variables RR Lyrae, estrellas de alta velocidad y algunos otros objetos más raros.

Con el paso del tiempo, los astrónomos pudieron subdividir aún más las diferentes poblaciones de la Galaxia. Estas subdivisiones iban desde el sistema casi esférico de la “Población II del halo” hasta el sistema muy delgado de la “Población I extrema”. Se descubrió que cada subdivisión contenía (aunque no exclusivamente) tipos característicos de estrellas, e incluso fue posible dividir algunos de los tipos de estrellas variables en subgrupos según su subdivisión poblacional. Las variables RR Lyrae de tipo ab, por ejemplo, podían separarse en diferentes grupos por sus clasificaciones espectrales y sus periodos medios. Las que tenían periodos medios superiores a 0,4 días se clasificaron como población II del halo, mientras que las que tenían periodos inferiores a 0,4 días se colocaron en la “población del disco”. Del mismo modo, las variables de periodo largo se dividieron en diferentes subgrupos, de forma que las que tenían periodos inferiores a 250 días y eran de tipo espectral relativamente temprano (anteriores a M5e) se consideraron “Población II intermedia”, mientras que las variables de periodo más largo se incluyeron en la categoría de “Población I antigua”. A medida que se investigaron más a fondo las propiedades dinámicas, muchos astrónomos dividieron las poblaciones estelares de la Galaxia en un “disco fino”, un “disco grueso” y un “halo”.

La comprensión de las diferencias físicas de las poblaciones estelares se hizo cada vez más clara durante la década de 1950 con la mejora de los cálculos de la evolución estelar. Los modelos de evolución estelar mostraron que las gigantes y las supergigantes son objetos evolucionados recientemente derivados de la secuencia principal tras el agotamiento del hidrógeno en el núcleo estelar. A medida que se fue comprendiendo mejor este fenómeno, se descubrió que la luminosidad de estas gigantes no sólo dependía de las masas de las estrellas iniciales de la secuencia principal a partir de las cuales evolucionaban, sino también de la composición química de la atmósfera estelar.

Una Conclusión

Por lo tanto, no sólo se comprendió la existencia de gigantes en las distintas poblaciones estelares, sino que las diferencias entre las gigantes con respecto a la secuencia principal de grupos estelares llegaron a entenderse en términos de la química de las estrellas.

Al mismo tiempo, se avanzó en la determinación de las abundancias de las estrellas de los distintos tipos de población mediante espectros de alta dispersión obtenidos con grandes telescopios reflectores con disposición de foco coudé. Un análisis de la curva de crecimiento demostró sin lugar a dudas que los dos tipos de población presentaban químicas muy diferentes.Entre las Líneas En 1959, H. Lawrence Helfer, George Wallerstein y Jesse L. Greenstein, de Estados Unidos, demostraron que las estrellas gigantes de los cúmulos globulares tienen abundancias químicas muy diferentes a las de las estrellas de la población I, como la del Sol.

Detalles

Las estrellas de la población II tienen una abundancia considerablemente menor de elementos pesados, en cantidades que van desde un factor de 5 o 10 hasta un factor de varios cientos. La abundancia total de elementos pesados, Z, para las estrellas típicas de la población I es de 0,04 (dada en términos del porcentaje de masa para todos los elementos con pesos atómicos más pesados que el helio, una práctica común en el cálculo de modelos estelares).Entre las Líneas En cambio, los valores de Z para los cúmulos globulares de la población del halo eran típicamente tan pequeños como 0,003.

Otra diferencia entre las dos poblaciones se hizo evidente a medida que avanzaba el estudio de la evolución estelar. Se descubrió que la Población II estaba formada exclusivamente por estrellas muy viejas.

Detalles

Las estimaciones de la edad de las estrellas de la Población II han variado a lo largo de los años, dependiendo del grado de sofisticación de los modelos calculados y de la forma en que las observaciones de los cúmulos globulares se ajustan a estos modelos. Han oscilado entre 109 años y 2 × 1010 años. Las comparaciones recientes de estos datos sugieren que los cúmulos globulares del halo tienen edades de aproximadamente 1,1-1,3 × 1010 años. Los trabajos del astrónomo estadounidense Allan Sandage y sus colaboradores demostraron sin lugar a dudas que el rango de edad de los cúmulos globulares era relativamente pequeño y que las características detalladas de las ramas gigantes de sus diagramas color-magnitud estaban correlacionadas con la edad y con pequeñas diferencias en las abundancias químicas.

Otros Elementos

Por otro lado, se encontró que las estrellas de la Población I tenían un amplio rango de edades.

Pormenores

Las asociaciones estelares y los cúmulos galácticos con estrellas azules brillantes de la secuencia principal tienen edades que van desde unos pocos millones de años (las estrellas aún están en proceso de formación en algunos de ellos) hasta unos pocos cientos de millones de años. Los estudios de las estrellas más cercanas al Sol indican una mezcla de edades con un número considerable de estrellas de gran edad, del orden de 109 años. Sin embargo, las búsquedas cuidadosas han demostrado que no hay estrellas en la vecindad solar ni cúmulos galácticos de ningún tipo que sean más antiguos que los cúmulos globulares. Esto indica que los cúmulos globulares, y por tanto los objetos de la población II, se formaron primero en la galaxia y que las estrellas de la población I se han ido formando desde entonces.

En resumen, a medida que crecía la comprensión de las poblaciones estelares, la división en Población I y Población II se entendió en términos de tres parámetros: edad, composición química y cinemática. Un cuarto parámetro, la distribución espacial, parecía ser claramente otra manifestación de la cinemática. Las correlaciones entre estos tres parámetros no eran perfectas, pero parecían ser razonablemente buenas para la Galaxia, aunque todavía no se sabía si estas correlaciones eran aplicables a otras galaxias. A medida que se exploraron más a fondo los distintos tipos de galaxias, quedó claro que la mezcla de poblaciones en las galaxias estaba correlacionada con el tipo de Hubble. Las galaxias espirales, como la Vía Láctea, tienen la población I concentrada en el disco espiral y la población II repartida en un disco grueso y/o un halo esférico. Las galaxias elípticas son casi puras poblaciones II, mientras que las galaxias irregulares están dominadas por un disco grueso de población I, con sólo un pequeño número de estrellas de población II. Además, las poblaciones varían con la masa de la galaxia; mientras que la galaxia de la Vía Láctea, un ejemplo masivo de galaxia espiral, no contiene estrellas de edad joven y una baja abundancia de metales pesados, las galaxias de baja masa, como las irregulares enanas, contienen estrellas jóvenes y con pocos elementos pesados, ya que la acumulación de elementos pesados en las estrellas no ha avanzado mucho en galaxias tan pequeñas.

La función de luminosidad estelar

La función de luminosidad estelar es una descripción del número relativo de estrellas de diferentes luminosidades absolutas. A menudo se utiliza para describir el contenido estelar de varias partes de la Galaxia o de otros grupos de estrellas, pero lo más habitual es que se refiera al número absoluto de estrellas de diferentes magnitudes absolutas en la vecindad solar.Entre las Líneas En esta forma se suele denominar función van Rhijn, en honor al astrónomo holandés Pieter J. van Rhijn. La función van Rhijn es un dato básico para la parte local de la Galaxia, pero no es necesariamente representativa de un área mayor que la vecindad solar inmediata. Los investigadores han descubierto que en otras partes de la Galaxia, y en las galaxias externas (así como en los cúmulos estelares), la forma de la función de luminosidad difiere en varios aspectos de la función de van Rhijn.

La determinación detallada de la función de luminosidad de la vecindad solar es un proceso extremadamente complicado. Las dificultades surgen debido a:

• lo incompleto de los estudios existentes de estrellas de todas las luminosidades en cualquier muestra del espacio y
• las incertidumbres en los datos básicos (distancias y magnitudes).

Al determinar la función de van Rhijn, normalmente es preferible especificar exactamente qué volumen del espacio se está muestreando y declarar explícitamente la forma en que se manejan los problemas de incompletitud e incertidumbre de los datos.

En general, existen cuatro métodos diferentes para determinar la función de luminosidad local. El más común es el empleo de paralajes trigonométricos como muestra básica. Otros métodos alternativos, aunque algo menos seguros, incluyen el uso de paralajes espectroscópicos, que pueden implicar volúmenes de espacio mucho mayores. Un tercer método consiste en utilizar los paralajes medios de una estrella con un movimiento propio y una magnitud aparente determinados; de este modo se obtiene una muestra estadística de estrellas de distancia aproximadamente conocida y uniforme. El cuarto método consiste en examinar la distribución de los movimientos propios y las velocidades tangenciales (las velocidades a las que se mueven los objetos estelares en ángulo recto con respecto a la línea de visión) de las estrellas cercanas al Sol.

Dado que la vecindad solar es una mezcla de estrellas de distintas edades y tipos, es difícil interpretar la función de van Rhijn en términos físicos sin recurrir a otras fuentes de información, como el estudio de cúmulos estelares de distintos tipos, edades y familias dinámicas. Los cúmulos globulares son las mejores muestras para determinar la función de luminosidad de las estrellas viejas con baja abundancia de elementos pesados (estrellas de la población II).

Las funciones de luminosidad de los cúmulos globulares muestran un pico conspicuo en la magnitud absoluta MV = 0,5, y esto se debe claramente al enriquecimiento de estrellas en esa magnitud a partir de la rama horizontal del cúmulo. La altura de este pico en los datos está relacionada con la riqueza de la rama horizontal, que a su vez está relacionada con la edad y la composición química de las estrellas del cúmulo. Una comparación de la función de luminosidad M3 observada con la función de van Rhijn muestra un agotamiento de estrellas, en relación con las estrellas más débiles, para magnitudes absolutas más brillantes que aproximadamente MV = 3,5. Esta discrepancia es importante en la discusión del significado físico de la función de van Rhijn y de las funciones de luminosidad para cúmulos de diferentes edades, por lo que se tratará con más detalle a continuación.

Muchos estudios sobre las estrellas componentes de los cúmulos abiertos han demostrado que las funciones de luminosidad de estos objetos varían mucho. Las dos diferencias más conspicuas son la sobreabundancia de estrellas de luminosidades absolutas más brillantes y la infraabundancia o ausencia de estrellas de luminosidades absolutas débiles. La sobreabundancia en el extremo brillante está claramente relacionada con la edad del cúmulo (determinada a partir del punto de inflexión de la secuencia principal) en el sentido de que los cúmulos estelares más jóvenes tienen más estrellas muy luminosas. Esto es completamente comprensible en términos de la evolución de los cúmulos y puede explicarse en detalle mediante cálculos de la tasa de evolución de las estrellas de diferentes magnitudes absolutas y masas. Por ejemplo, la función de luminosidad de los cúmulos jóvenes h y χ Persei, cuando se compara con la función de van Rhijn, muestra claramente una gran sobreabundancia de estrellas brillantes debido a la edad extremadamente joven del cúmulo, que es del orden de 106 años. Los cálculos de la evolución estelar indican que en 109 o 1010 años más todas estas estrellas habrán evolucionado y desaparecido del extremo brillante de la función de luminosidad.

En 1955, el primer intento detallado de interpretar la forma de la función de luminosidad general de van Rhijn fue realizado por el astrónomo estadounidense de origen austriaco Edwin E. Salpeter, quien señaló que el cambio de pendiente de esta función cerca de MV = +3,5 es muy probablemente el resultado del agotamiento de las estrellas más brillantes que este límite. Salpeter observó que esta luminosidad absoluta concreta está muy cerca del punto de inflexión de la secuencia principal para las estrellas de una edad igual a la más antigua de la vecindad solar -aproximadamente 1010 años.

Una Conclusión

Por lo tanto, todas las estrellas de la función de luminosidad con magnitudes absolutas más débiles no han sufrido un agotamiento de su número debido a la evolución estelar, ya que no ha habido tiempo suficiente para que hayan evolucionado desde la secuencia principal.

Otros Elementos

Por otro lado, las filas de estrellas de luminosidad absoluta más brillantes han sufrido diversos agotamientos por la evolución, por lo que la forma de la función de luminosidad en este rango es una curva compuesta aportada por estrellas de edades comprendidas entre 0 y 1010 años. Salpeter planteó la hipótesis de que podría existir una función independiente del tiempo, la llamada función de formación, que describiría la distribución inicial general de las luminosidades, teniendo en cuenta todas las estrellas en el momento de la formación.

A continuación, suponiendo que el ritmo de formación estelar en la vecindad solar ha sido uniforme desde el inicio de este proceso y utilizando los cálculos disponibles del ritmo de evolución de estrellas de diferentes masas y luminosidades, demostró que es posible aplicar una corrección a la función de van Rhijn para obtener la forma de la función de luminosidad inicial. Las comparaciones de cúmulos abiertos de distintas edades han demostrado que estos cúmulos coinciden mucho más con la función de formación inicial que con la función de van Rhijn; esto es especialmente cierto para los cúmulos muy jóvenes.Entre las Líneas En consecuencia, los investigadores creen que la función de formación, tal como la deriva Salpeter, es una representación razonable de la distribución de las luminosidades estelares en el momento de la formación, aunque no están seguros de que la suposición de una tasa uniforme de formación de estrellas pueda ser precisamente cierta o de que la tasa sea uniforme en toda una galaxia.

Las funciones de luminosidad de los cúmulos abiertos muestran dos discrepancias cuando se comparan con la función de van Rhijn. La primera se debe a la evolución de las estrellas desde el extremo brillante de la función de luminosidad, de forma que los cúmulos jóvenes tienen demasiadas estrellas de alta luminosidad, en comparación con la vecindad solar. La segunda discrepancia es que los cúmulos muy antiguos, como los cúmulos globulares, tienen muy pocas estrellas de alta luminosidad, en comparación con la función de van Rhijn, y esto es claramente el resultado de la evolución estelar lejos de la secuencia principal. Sin embargo, las estrellas no desaparecen completamente de la función de luminosidad; la mayoría se convierten en enanas blancas y reaparecen en el extremo débil.Entre las Líneas En sus primeras comparaciones de las funciones de formación con las funciones de luminosidad de los cúmulos galácticos, Sandage calculó el número de enanas blancas esperadas en varios cúmulos; las búsquedas actuales de estos objetos en algunos de los cúmulos (por ejemplo, las Hyades) han apoyado sus conclusiones.

Los cúmulos abiertos tampoco coinciden con la función de van Rhijn en el extremo débil, es decir, para magnitudes absolutas más débiles que aproximadamente MV = +6. Con toda probabilidad, esto se debe principalmente a un agotamiento de otro tipo, resultado de efectos dinámicos en los cúmulos que surgen debido a fuerzas internas y externas.

Detalles

Las estrellas de baja masa en tales cúmulos escapan del sistema bajo ciertas condiciones comunes. Las funciones de formación de estos cúmulos pueden ser diferentes de la función de Salpeter y pueden excluir a las estrellas débiles. Otro efecto es el resultado del tiempo finito que tardan las estrellas en condensarse; los cúmulos muy jóvenes tienen pocas estrellas débiles en parte porque no ha habido tiempo suficiente para que hayan alcanzado su luminosidad de la secuencia principal.

Distribución de la densidad

La densidad estelar cerca del Sol

La distribución de la densidad de las estrellas cerca del Sol puede utilizarse para calcular la densidad de masa del material (en forma de estrellas) a la distancia del Sol dentro de la Galaxia. Por tanto, es interesante no sólo desde el punto de vista de la estadística estelar, sino también en relación con la dinámica galáctica.Entre las Líneas En principio, la distribución de la densidad puede calcularse integrando la función de luminosidad estelar.Entre las Líneas En la práctica, debido a las incertidumbres de la función de luminosidad en el extremo débil y a las variaciones en el extremo brillante, la distribución local de la densidad no se obtiene de forma sencilla ni hay acuerdo entre los distintos estudios en el resultado final.

En las proximidades del Sol, la densidad estelar puede determinarse a partir de los distintos estudios de estrellas cercanas y de las estimaciones de su integridad. Por ejemplo, el RECONS (Research Consortium on Nearby Stars) ha buscado todas las estrellas en un radio de 10 parsecs del Sol y ha encontrado una densidad en la vecindad solar de aproximadamente 0,003 estrellas por año luz cúbico.

La distribución de la densidad de las estrellas puede combinarse con la relación luminosidad-masa para obtener la densidad de masa en la vecindad solar, que incluye sólo las estrellas y no el material interestelar. Esta densidad de masa es de aproximadamente 0,001 masas solares por año luz cúbico.

Distribución de la densidad de varios tipos de estrellas

Para examinar qué tipos de estrellas contribuyen a la distribución global de la densidad en la vecindad solar inmediata, se pueden aplicar diversos argumentos estadísticos de muestreo a los catálogos y listas de estrellas. El resultado de este procedimiento se resume en la tabla, que enumera algunos tipos de objetos y da la densidad media calculada sobre un volumen apropiado centrado en el Sol.

Las estrellas más comunes y las que más contribuyen a la densidad de masa estelar local son las estrellas enanas rojas M (dM), que aportan un total de 0,0026 estrellas por año luz cúbico.

Detalles

Las estrellas enanas blancas, que son difíciles de observar y de las que se conocen muy pocas, se encuentran entre los contribuyentes más significativos.

Variaciones de la densidad estelar

La densidad estelar en la vecindad solar más amplia, más allá de 10 parsecs, no es perfectamente uniforme. Las variaciones más llamativas se producen en la dirección z, por encima y por debajo del plano de la galaxia, donde la densidad numérica disminuye rápidamente. Esto se estudiará por separado más adelante. El problema más difícil de las variaciones dentro del plano se trata aquí.

Las variaciones de densidad son evidentes en las estrellas de tipo temprano (es decir, las de mayor temperatura), incluso después de haber tenido en cuenta la absorción (véase su concepto jurídico) interestelar.Entre las Líneas En el caso de las estrellas anteriores al tipo B3, por ejemplo, en varias longitudes galácticas se observan grandes agrupaciones estelares en las que la densidad es anormalmente alta. De hecho, el Sol parece estar en una región de densidad algo menor que la de su entorno inmediato, donde las estrellas B tempranas son relativamente escasas. Hay una agrupación de estrellas muy llamativa, a veces llamada asociación Casiopea-Tauro, que tiene un centroide a unos 600 años-luz de distancia. La escasez de estrellas de tipo temprano es fácilmente perceptible, por ejemplo, en la dirección de la constelación de Perseo a distancias superiores a los 600 años-luz. Por supuesto, las asociaciones estelares cercanas son sorprendentes anomalías de densidad para las estrellas de tipo temprano en la vecindad solar.

Detalles

Las estrellas de tipo temprano en un radio de 2.000 años luz se concentran significativamente en latitudes galácticas negativas. Esto es una manifestación de un fenómeno denominado “cinturón de Gould”, una inclinación de las estrellas brillantes cercanas en esta dirección con respecto al plano galáctico, que fue observada por primera vez por el astrónomo inglés John Herschel en 1847. Este comportamiento anómalo sólo se da en la vecindad inmediata del Sol; las estrellas B débiles se concentran estrictamente a lo largo del ecuador galáctico.

En general, las grandes variaciones de la densidad estelar cerca del Sol son menos llamativas para las estrellas enanas de tipo tardío (las de menor temperatura) que para los tipos anteriores. Este hecho se explica como resultado de la mezcla de las órbitas estelares a lo largo de largos intervalos de tiempo disponibles para las estrellas más antiguas, que son principalmente las estrellas de tipos espectrales más tardíos.

Detalles

Las estrellas jóvenes (tipos O, B y A) están todavía cerca de las zonas de formación estelar y muestran un movimiento común y una concentración común debido a las distribuciones de formación iniciales. A este respecto, es interesante observar que la concentración de estrellas de tipo A en las longitudes galácticas de 160° a 210° coincide con una concentración similar de hidrógeno detectada mediante la radiación de líneas de 21 cm. Las correlaciones entre las densidades de las estrellas de tipo temprano, por un lado, y el hidrógeno interestelar, por otro, son conspicuas pero no fijas; hay zonas en las que existen concentraciones de hidrógeno neutro pero en las que no se encuentra una densidad estelar anómala.

Las variaciones comentadas anteriormente son principalmente fluctuaciones a pequeña escala de la densidad estelar, más que los fenómenos a gran escala tan sorprendentes en la estructura de otras galaxias. De los estudios de las galaxias exteriores se desprende que la gama de densidades estelares existentes en la naturaleza es inmensa. Por ejemplo, se ha determinado que la densidad de estrellas en el centro de la cercana galaxia espiral de Andrómeda es igual a 100.000 masas solares por año luz cúbico, mientras que la densidad en el centro de la galaxia elíptica enana Osa Men es de sólo 0,00003 masas solares por año luz cúbico.

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

Variación de la densidad estelar con las distancias z

Para todas las estrellas, la variación de la densidad estelar por encima y por debajo del plano galáctico disminuye rápidamente con la altura. Sin embargo, las estrellas de distintos tipos muestran un comportamiento muy diferente a este respecto, y esta tendencia es una de las pistas importantes sobre los tipos de estrellas que se dan en las distintas poblaciones estelares.

La función de luminosidad de las estrellas es diferente en las distintas latitudes galácticas, y éste es otro fenómeno relacionado con la distribución en z de estrellas de distintos tipos. A una altura de z = 3.000 años luz, las estrellas de magnitud absoluta 13 y más débiles son casi tan abundantes como en el plano galáctico, mientras que las estrellas de magnitud absoluta 0 se reducen en un factor de 100.

Los valores de la altura de la escala para varios tipos de objetos constituyen la base para la segregación de estos objetos en diferentes tipos de población.

Más Información

Los objetos como los cúmulos abiertos y las variables cefeidas que tienen valores muy pequeños de la altura de escala son los objetos más restringidos al plano de la Galaxia, mientras que los cúmulos globulares y otros objetos extremos de la Población II tienen alturas de escala de miles de parsecs, lo que indica poca o ninguna concentración en el plano. Estos datos y la variación de la densidad estelar con la distancia z dan cuenta de la mezcla de tipos de órbitas estelares. Muestran la gama que va desde las estrellas con órbitas casi circulares que se limitan estrictamente a un volumen muy plano centrado en el plano galáctico hasta las estrellas con órbitas muy elípticas que no se limitan al plano.

Movimientos estelares

El conocimiento completo del movimiento de una estrella en el espacio sólo es posible cuando se puede medir tanto su movimiento propio como su velocidad radial. El movimiento propio es el movimiento de una estrella a través de la línea de visión de un observador y constituye la velocidad a la que cambia la dirección de la estrella en la esfera celeste. Se suele medir en segundos de arco por año. (Un grado equivale a 3.600 segundos de arco). La velocidad radial es el movimiento de una estrella a lo largo de la línea de visión y, como tal, es la velocidad con la que la estrella se acerca o se aleja del observador. Se expresa en kilómetros por segundo y se da como una cifra positiva o negativa, dependiendo de si la estrella se aleja o se acerca al observador.

Los astrónomos pueden medir tanto los movimientos propios como las velocidades radiales de las estrellas que se encuentran cerca del Sol. Sin embargo, sólo pueden determinar las velocidades radiales de los objetos estelares situados en zonas más lejanas de la Galaxia, por lo que deben utilizar estos datos, junto con la información obtenida de la muestra local de estrellas cercanas, para determinar los movimientos a gran escala de las estrellas del sistema de la Vía Láctea.

Movimientos propios

Los movimientos propios de las estrellas en la vecindad inmediata del Sol suelen ser muy grandes, en comparación con los de la mayoría de las demás estrellas.

Informaciones

Los de las estrellas situadas a menos de 17 años luz del Sol, por ejemplo, oscilan entre 0,44 y 10,36 segundos de arco por año. Este último valor es el de la estrella de Barnard, que es la estrella con el mayor movimiento propio conocido. La velocidad tangencial de la estrella de Barnard es de 90 km/seg, y, a partir de su velocidad radial (-110,5 km/seg) y su distancia (6 años luz), los astrónomos han descubierto que su velocidad espacial (velocidad total con respecto al Sol) es de 143 km/seg. La distancia a esta estrella está disminuyendo rápidamente; alcanzará un valor mínimo de 3,5 años-luz alrededor del año 11.800.

Velocidades radiales

Las velocidades radiales, medidas a lo largo de la línea de visión de forma espectroscópica utilizando el efecto Doppler, se conocen para casi todas las estrellas reconocidas cercanas al Sol. De los 54 sistemas en un radio de 17 años luz, la mayoría tienen velocidades radiales bien determinadas. Las velocidades radiales del resto no se conocen, ya sea por su debilidad o por problemas derivados de la naturaleza de su espectro. Por ejemplo, las velocidades radiales de las enanas blancas suelen ser muy difíciles de obtener debido a las líneas espectrales extremadamente anchas y débiles de algunos de estos objetos. Además, las velocidades radiales que se determinan para estas estrellas están sujetas a una complicación adicional porque el desplazamiento gravitacional afecta generalmente a las posiciones de sus líneas espectrales. Se ha demostrado que el desplazamiento gravitacional medio de las enanas blancas equivale a una velocidad de -51 km/seg. Para estudiar los verdaderos movimientos de estos objetos, es necesario hacer esta corrección a los desplazamientos observados de sus líneas espectrales.

Para las estrellas cercanas, las velocidades radiales son, con muy pocas excepciones, bastante pequeñas. Para las estrellas más cercanas a 17 años luz, las velocidades radiales oscilan entre -85 km/seg y +263 km/seg. La mayoría de los valores son del orden de ±20 km/seg, con un valor medio de 2 km/seg.

Movimientos espaciales

Los movimientos espaciales comprenden una determinación tridimensional del movimiento estelar. Pueden dividirse en un conjunto de componentes relacionados con las direcciones en la Galaxia: U, dirigida hacia el exterior del centro galáctico; V, en la dirección de la rotación galáctica; y W, hacia el polo norte galáctico. Para las estrellas cercanas, los valores medios de estas componentes galácticas son los siguientes U = -8 km/seg, V = -28 km/seg y W = -12 km/seg. Estos valores son bastante similares a los de las componentes de la velocidad circular galáctica, que dan U = -9 km/seg, V = -12 km/seg y W = -7 km/seg. Nótese que la mayor diferencia entre estos dos conjuntos de valores es para la media de V, que muestra un exceso de 16 km/seg para las estrellas cercanas en comparación con la velocidad circular. Dado que V es la velocidad en la dirección de la rotación galáctica, esto puede entenderse como resultado de la presencia de estrellas en la vecindad local que tienen órbitas significativamente elípticas para las que la velocidad aparente en esta dirección es mucho menor que la velocidad circular. Este hecho se observó mucho antes de que se comprendiera la cinemática de la galaxia y se denomina asimetría del movimiento estelar.

Las componentes medias de las velocidades de la vecindad estelar local también pueden utilizarse para demostrar el llamado movimiento de corriente. Los cálculos basados en la tabla del astrónomo estadounidense de origen holandés Peter van de Kamp de las estrellas en un radio de 17 años luz, excluyendo la estrella de mayor velocidad anómala, revelan que las dispersiones en la dirección V y en la dirección W son aproximadamente la mitad del tamaño de la dispersión en la dirección U. Esto indica que el movimiento de las estrellas cercanas es común, es decir, que estas estrellas no se mueven de forma totalmente aleatoria, sino que muestran una dirección de movimiento preferente -el movimiento de la corriente- que se limita un poco al plano galáctico y a la dirección de la rotación galáctica.

Estrellas de alta velocidad

Una de las 45 estrellas más cercanas, llamada estrella de Kapteyn, es un ejemplo de las estrellas de alta velocidad que se encuentran cerca del Sol. Su velocidad radial observada es de -245 km/seg, y las componentes de su velocidad espacial son U = 19 km/seg, V = -288 km/seg y W = -52 km/seg. El gran valor de V indica que, con respecto a la velocidad circular, esta estrella no tiene prácticamente ningún movimiento en la dirección de la rotación galáctica. Como el movimiento del Sol en su órbita alrededor de la galaxia se estima en aproximadamente 250 km/seg en esta dirección, el valor V de -288 km/seg es principalmente un reflejo del movimiento orbital solar.

Movimiento solar

El movimiento solar se define como el movimiento calculado del Sol con respecto a un marco de referencia específico.Entre las Líneas En la práctica, los cálculos del movimiento solar proporcionan información no sólo sobre el movimiento del Sol con respecto a sus vecinos en la Galaxia, sino también sobre las propiedades cinemáticas de varios tipos de estrellas dentro del sistema. Estas propiedades, a su vez, pueden utilizarse para deducir información sobre la historia dinámica de la Galaxia y de sus componentes estelares. Las soluciones para el movimiento solar que implican a muchas estrellas de una clase determinada son la principal fuente de información sobre los patrones de movimiento de esa clase. El movimiento del Sol puede calcularse por referencia a cualquiera de los tres elementos del movimiento estelar (1) las velocidades radiales de las estrellas, (2) los movimientos propios de las estrellas, o (3) los movimientos espaciales de las estrellas. Véase más detalladamente sobre todo ello, en relación al movimiento solar.

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Recursos

Véase También

La ventana de Baade
Astronomía galáctica
Exceso de GeV en el Centro Galáctico
Lista de galaxias
Constantes de Oort
Objetos astronómicos conocidos desde la antigüedad
Galaxias espirales barradas
Astronomía, Galaxias, Espacio Exterior

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