El telescopio espacial James Webb no deja de sorprendernos con todas sus imágenes, una de las últimas observadas es la estrella WR140.
La estrella no se observa como un simple punto brillante sino que se puede ver unas ondas alrededor de ella, que no es un efecto óptico, es una imagen absolutamente real:
Créditos: NASA, ESA, James Webb
La imagen fue tomada con el instrumento Mid-Infrared (MIRI) en julio y muestra misteriosas ondas teñidas de un ligero color rojo alrededor de la estrella. Los astrofísicos creen que es una especie de nebulosa espiral alrededor de WR 140.
La estrella también se ve con seis picos principales a su alrededor que se llaman picos de difracción creados por el propio telescopio.
Lo que sabemos de esa estrella es que es de tipo Woft-Rayet, estas estrellas son muy luminosas y calientes (entre 25.000 a 200.000 ºC) cuyos espectros están dominados por fuertes líneas de emisión, esto es debido a que pierden masa a un ritmo muy superior al de cualquier otro tipo de estrella, expulsándola a través de enormes vientos estelares, esta masiva expansión hacia el exterior de la estrella se hace a velocidades del orden de 1.000 a 2500 km/s. Son estrellas muy azules y su pico de emisión se encuentra en el ultravioleta. Las estrellas Wolf-Rayet son algunas de las estrellas más luminosas de la galaxia, son además el último eslabón en la cadena evolutiva de las estrellas de gran masa antes de la fase desupernova, por tanto es muy importante su estudio.
James Webb con esta curiosa imagen demostraría en imágenes la expansión en el espacio de capas de la estrella, exactamente lo que ocurre con la expulsión de masa con sus tremendos vientos estelares…
Las estrellas muestran multitud de colores, incluidos rojo, naranja, amarillo, blanco y azul entre otros muchos. Las estrellas no son todas del mismo color porque no todas tienen temperaturas idénticas ya el color que veamos depende de su temperatura. Para definir el color con precisión, los astrónomos han ideado métodos cuantitativos para caracterizar el color de una estrella y luego usar esos colores para determinar las temperaturas estelares.
Esta imagen, que fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble, muestra estrellas en dirección al centro de la Vía Láctea. El color de una estrella indica su temperatura. Las estrellas azul-blancas son mucho más calientes que el Sol, mientras que las estrellas rojas son más frías. En promedio, las estrellas en este campo están a una distancia de unos 25.000 años luz (lo que significa que la luz tarda 25.000 años en recorrer la distancia que nos separa de ellas) y el ancho del campo es de unos 13,3 años luz. (crédito: Equipo del Patrimonio del Hubble (AURA/STScI/NASA))
Color y Temperatura
La llamada ley de Wien relaciona el color estelar con la temperatura estelar . Los colores azules dominan la salida de luz visible de las estrellas muy calientes (con mucha radiación adicional en el ultravioleta). Por otro lado, las estrellas frías emiten la mayor parte de su energía de luz visible en longitudes de onda rojas (con más radiación proveniente del infrarrojo). Por lo tanto, el color de una estrella proporciona una medida de su temperatura superficial intrínseca o verdadera (aparte de los efectos del enrojecimiento por el polvo interestelar). El color no depende de la distancia al objeto. El color de un semáforo, por ejemplo, parece el mismo por muy lejos que esté. Si de alguna manera pudiéramos tomar una estrella, observarla y luego moverla mucho más lejos, su brillo aparente (magnitud) cambiaría. Pero este cambio de brillo es el mismo para todas las longitudes de onda, por lo que su color seguiría siendo el mismo.
Ejemplos de colores de estrellas y temperaturas aproximadas correspondientes
Color de la estrella
Temperatura aproximada
Ejemplo
Azul
25.000ºC
Spica
Blanco
10.000ºC
Vega
Amarillo
6000 ºC
Sol
Naranja
4000ºC
Aldebarán
Rojo
3000ºC
Betelgeuse
Muy interesante esta simulación interactiva para ver cómo cambia el color:
Las estrellas más calientes tienen temperaturas de más de 40 000ºC, y las estrellas más frías tienen temperaturas de alrededor de 2000 ºC. La temperatura de la superficie de nuestro Sol es de alrededor de 6000 ºC; su color de longitud de onda máxima es ligeramente amarillo verdoso. En el espacio, el Sol se vería blanco, brillando con aproximadamente la misma cantidad de longitudes de onda de luz rojizas y azuladas. Se ve algo amarillo visto desde la superficie de la Tierra porque las moléculas de nitrógeno de nuestro planeta dispersan algunas de las longitudes de onda más cortas (es decir, azules) de los rayos de luz solar que nos llegan, dejando atrás más luz de longitud de onda larga. Esto también explica por qué el cielo es azul: el cielo azul es la luz del sol dispersada por la atmósfera de la Tierra.
Índices de color
Para especificar el color exacto de una estrella, los astrónomos normalmente miden el brillo aparente de una estrella (discutido en Luminosidad y brillo aparente ) a través de filtros, cada uno de los cuales transmite solo la luz de una banda estrecha particular de longitudes de onda (colores). Un ejemplo crudo de un filtro en la vida cotidiana es una botella de refresco de plástico de color verde que, cuando se sostiene frente a los ojos, solo deja pasar los colores verdes de la luz.
Un conjunto de filtros de uso común en astronomía mide el brillo estelar en tres longitudes de onda correspondientes a la luz ultravioleta, azul y amarilla. Los filtros se nombran: U (ultravioleta), B (azul) y V (visual, para amarillo). Estos filtros transmiten luz cerca de las longitudes de onda de 360 nanómetros (nm), 420 nm y 540 nm, respectivamente. El brillo medido a través de cada filtro se suele expresar en magnitudes. La diferencia entre cualquiera de estas dos magnitudes, por ejemplo, entre las magnitudes azul y visual (B–V), se denomina índice de color.
Podemos catalogar a las estrellas con diferentes nombres según el catalogo al que nos refiramos, vamos a hablar de los más usados y que os encontrareis en muchos libros de astronomía y mapas estelares.
A las estrellas más brillantes de una constelación se les suele poner un nombre pero las más débiles no tienen un nombre definido con lo que hay que catalogarlas, ya que son estrellas que no se ven a simple vista, solo con telescopios.
Pero comenzamos con estrella brillantes, por ejemplo la preciosa y conocida estrella Vega en la constelación de Lyra, esta podemos catalogarla así:
Nombre:
Vega, Alpha Lyrae
ID del Catálogo Hipparcos:
91262
Entradas en otros catálogos estelares:
HD 172167 SAO 67174 BD B+38 3238
Catálogos estelares:
Catálogo Hipparcos (HIP)
Los catálogosHipparcos son los productos primarios de la misión astrométrica Hipparcos de la Agencia Espacial Europea (ESA). El satélite, que funcionó durante casi cuatro años, obtuvo datos científicos de alta calidad desde noviembre de 1989 a marzo de 1993. El catálogo Hipparcos, publicado en 1997, tiene 118.218 estrellas con un nivel astrométrico de 1 a 3 miliarcosegundos.
Los catálogos contienen una gran cantidad de datos astrométricos y fotométricos de muy alta calidad. Además llevan asociados anexos que ofrecen datos de variabilidad y de estrellas dobles y múltiples, así como medidas astrométricas y fotométricas del sistema solar. Se escribe la estrella como HIP seguida de un número desde el 1 al 120000 según la estrella. En el caso de Vega es HIP 91262
Catálogo de Henry Draper (HD)
El Catálogo Henry Draper es una colección de datos estelares (astrométricos y espectroscópicos) reunidos en un catálogo estelar que contiene más de 225 000 estrellas. En 1949 se publicó una ampliación del catálogo (Henry Draper Catalogue Extension, HDE) con 135 000 estrellas más.En total unas 359.083 estrellas fueron clasificadas.
Las estrellas del catálogo se numeran con las letras HD (o HDE) seguidas de un número que va desde el 1 hasta el 225 300 en orden de ascensión recta. Las estrellas en el rango 225 301 – 359 083 proceden de extensiones realizadas en el año 1949, Actualmente la clasificación HD es ampliamente utilizada para estrellas que no siguen la disposición de Bayer. En el catálogo HD la estrella Vega se la llama como: HD172167
Denominación de Bayer
Esta la veréis en muchos dibujos de mapas estelares. La denominación de Bayer es un sistema de denominación de estrellas iniciado por Johann Bayer a comienzos de siglo XVII en su famoso atlas estelarUranometria(1603). Asignaba a la estrella más brillante de una constelación la letra α seguida del genitivo latino de la constelación, la siguiente en brillo la letra β, continuando así con las letras del alfabeto griego en minúscula para las estrellas de la constelación siempre en brillos o magnitudes aparentes decrecientes. A estas letras se las denominan letras de Bayer. La estrella Vega por ejemplo al ser la más brillante de su constelación se la llama Alpha Lyrae.
Catálogo SAO
El Catálogo SAO es un catálogo estelar realizado por el Smithsonian Astrophysical Observatory en 1966. En su primera versión constaba de 258.997 entradas. Es un catálogo fotográfico limitado en magnitud aparente, por lo que reúne la totalidad de las estrellas más brillantes que un valor límite en banda V. El catálogo es completo hasta la novena magnitud, si bien también contiene estrellas más tenues, así como 4503 estrellas de magnitud superior a 10. Todas las estrellas que se pueden observar a simple vista están comprendidas en el catálogo.
Las estrellas del catálogo se nombran según la convención SAO NNNNNN, donde NNNNNN es un número comprendido entre 1 y 258.997. Las estrellas están clasificadas en 18 bandas de 10 grados de declinación decreciente; de esta forma, las estrellas SAO 1 a SAO 4015 tienen una declinación entre +80º y +90º, las estrellas de SAO 4016 a SAO 10936 una declinación entre +70º y +80º, mientras que las estrellas SAO próximas a 250.000 tienen una declinación negativa. En el caso de Vega se la denomina SAO 64174.
Estos son los más usados pero os podéis encontrar otros muchos que dicen más características de las estrellas, pero con esta pequeña introducción podéis comprender un poco más que significan.
Sí queréis introduciros un poco más en la astronomía os recomendamos nuestro primer libro de Astronomía: Curiosidades Astronómicas
El telescopio espacial Chandra está estudiando Apep, un sistema estelar que contiene dos estrellas Wolf-Rayet que se orbitan entre sí dejando una imagen espectacular del movimiento de los vientos estelares.
Los remolinos serpentinos que rodean las estrellas están formados por la colisión de dos conjuntos de poderosos vientos estelares, que crean las dramáticas columnas de polvo. Apep es un sistema de estrellas triples que contiene la binaria Wolf-Rayet de la imagen y una supergigante caliente, el sistema estelar está ubicado en la constelación de Norma a unos 7000 años luz de distancia. Nombrado en honor a la deidad serpiente de la mitología egipcia.
Apep observado en infrarrojo. Créditos: ESO / VLT / Callingham et al.
¿Qué son las estrellas Wolf-Rayet?
Las estrellas Wolf-Rayet (WR) son estrellas muy luminosas y calientes (entre 25.000 a 200.000 ºC) cuyos espectros están dominados por fuertes líneas de emisión, esto es debido a que pierden masa a un ritmo muy superior al de cualquier otro tipo de estrella, expulsándola a través de enormes vientos estelares, esta masiva expansión hacia el exterior de la estrella se hace a velocidades del orden de 1.000 a 2500 km/s. Son estrellas muy azules y su pico de emisión se encuentra en el ultravioleta. Las estrellas Wolf-Rayet son algunas de las estrellas más luminosas de la galaxia, son además el último eslabón en la cadena evolutiva de las estrellas de gran masa antes de la fase desupernova, por tanto es muy importante su estudio.
Las estrellas Wolf-Rayet se pueden clasificar esencialmente en dos secuencias, la secuencia de nitrógeno y la secuencia de carbono. La secuencia de nitrógeno (estrellas WN) muestra muchas líneas de emisión de nitrógeno ionizado, mientras que la secuencia de carbono (estrellas WC) tienen espectros dominado por líneas de emisión de carbono ionizado.
Las estrellas variables son herramientas astrofísicas muy útiles que se han utilizado para estudiar la evolución de las estrellas, la estructura de nuestra galaxia y también ayudan a calcular distancias de cúmulos de estrellas y galaxias cercanas. Para este fin se he creado un proyecto muy sencillo de ayuda ciudadana. El objetivo de este proyecto es clasificar las curvas de luz de estrellas variables identificadas en los datos de la banda g de ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae).
Al clasificar estas curvas de luz, se ayudará a los científicos a comprender mejor la población de estrellas variables de nuestra galaxia. También se espera identificar variables inusuales que nos informen sobre las formas peculiares en las que se comportan algunas estrellas.
Utilizando 20 telescopios robóticos distribuidos en todo el mundo, la Encuesta Automatizada de Supernovas en Todo el Cielo (ASAS-SN) examina automáticamente todo el cielo visible cada noche hasta aproximadamente la 18a magnitud en la banda g. ASAS-SN mide el brillo de aproximadamente 100 millones de estrellas a lo largo del tiempo. Usando las curvas de luz de estas estrellas, los científicos pueden estudiar sus propiedades de variabilidad. Las estrellas variables inusuales que se esperan identificar a través de Citizen ASAS-SN probablemente cambiarán nuestra comprensión de estos objetos raros.
¿Qué son las estrellas variables?
Una estrella variable es una estrella cuyo brillo cambia con el tiempo.
Este cambio podría ser periódico o una ocurrencia única, el proceso subyacente que impulsa el cambio de brillo es lo que define el tipo de estrella variable. Si bien hay muchos tipos de estrellas variables, los creadores del proyecto la han reducido a tres categorías principales para simplificar el proceso de clasificación.
Leer una curva de luz
Aquí, os mostramos las curvas de luz producidas utilizando datos de banda g ASAS-SN que normalmente se recopilan todas las noches.
Las curvas de luz Citizen ASAS-SN constan de tres paneles:
Curva de luz en fase (1 x período) Calculamos los períodos posibles para cada estrella en nuestros datos. Este panel muestra la curva de luz después de que se pliega en fase utilizando el mejor período obtenido a través de nuestros cálculos de período.
Curva de luz en fase (2 x período) Este panel muestra la curva de luz después de que se pliega en fase utilizando el doble del mejor período. Este panel es muy útil para identificar binarios eclipsantes.
Curva de luz observada (HJD / días) Muestra la variación del brillo de una estrella con el tiempo en días. La fecha juliana heliocéntrica (HJD) es una medida de la fecha / hora que ha sido corregida por diferencias en la posición de la Tierra con respecto al Sol.
Varios tipos de estrellas variables
Las estrellas más débiles en magnitudes más grandes tendrán curvas de luz más ruidosas que las estrellas más brillantes con magnitudes más pequeñas.
Variables pulsantes
Las estrellas variables pulsantes son estrellas variables intrínsecas con períodos de unas pocas horas (~ 0,03 días) a> 1000 días. Estas estrellas varían porque sus capas superficiales se expanden y contraen de manera periódica (repetida).
Las curvas de luz de la mayoría de las variables pulsantes de período corto (períodos <100 días) tienden a ser asimétricas y similares a «dientes de sierra». Sin embargo, algunos pulsadores de período corto pueden tener curvas de luz simétricas que parecen borrosas o difusas porque tienen perfiles de pulsación complejos.
Las curvas de luz de periodos más largos (periodos> 100 días) de las variables pulsantes a menudo tienen ciclos de pulsación interrumpidos que provocan irregularidades en sus curvas de luz. Algunos de estos pulsadores de período largo tienen variaciones de flujo muy grandes y curvas de luz que son sinusoidales con picos y valles redondeados.
Binarios eclipsantes
Las estrellas binarias eclipsantes consisten en sistemas estelares que consisten en dos o más estrellas donde las estrellas sufren eclipses.
En sus curvas de luz, debería ver evidencia de un eclipse secundario y primario. Las profundidades del eclipse primario y secundario pueden variar y no es necesario que sean las mismas.
La mayoría de los binarios eclipsantes tienen períodos entre ~ 0,2 días y ~ 10 días. Sin embargo, esto no significa que no se pueda encontrar períodos más cortos o más largos.
Hay varias configuraciones de binarios eclipsantes en los datos. Para algunos, es fácil ver cuándo comienza y termina el eclipse. Para otros, sus curvas de luz se caracterizan por picos redondeados y mínimos agudos junto con una forma simétrica general.
Para binarios eclipsantes, a menudo se puede encontrar que cuando la curva de luz se modifica con 1 x Periodo, el eclipse secundario está ausente y hay mucha dispersión alrededor del eclipse primario. Esto se debe a que, a veces, el «mejor período» devuelto por los algoritmos es en realidad la mitad del período orbital verdadero del binario eclipsante.
Sin embargo, cuando se observa la curva de luz en fase al doble del período (2 x P), se verá que tanto los eclipses primarios como los secundarios se ven más claramente, con menos dispersión general en la curva de luz.
Variables rotacionales
Las variables de rotación son estrellas cuyo brillo varía debido a grandes manchas en sus superficies.
Los períodos de las variables de rotación están ligados a la rotación de las estrellas mismas; por lo tanto, sus períodos pueden variar ampliamente (~ 0.5-100 días).
Las curvas de luz para las variables ROT suelen ser muy ruidosas, ya que las manchas estelares en la superficie de estas estrellas evolucionan con el tiempo.
La curva de luz observada es la mejor manera de identificar las variables rotacionales. Debido a la evolución de estos puntos, las amplitudes de variabilidad (dispersión en la curva de luz observada) y el brillo medio de estas estrellas pueden cambiar con el tiempo (esto se ilustra en el ejemplo anterior).
Variables basura
A veces, las curvas de luz se ven afectadas por varias sistemáticas, lo que da como resultado incorrectamente que estas estrellas se marquen como variables. Deben clasificarse como » basura «.
Hay que estar atento a las curvas de luz realizadas con períodos cercanos a 1,00 días y 29,5 días (correspondientes al ciclo lunar), ya que pueden etiquetarse incorrectamente como fuentes variables.
Si nose ve ningún signo de variabilidad coherente, probablemente estemos viendo algo que debería clasificarse como » basura «.
¿Ves algo inusual?
Si ves algo inusual o atípico de los tipos de variabilidad clásicos enumerados anteriormente, o si no estás seguro del tipo de variabilidad, clasifica estas estrellas como » Variable desconocida «.
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