estrellas y variable cefeida

Estrellas del Universo

 Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.

El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, comocomo puntos luminosos muy pequeños, y sólo de noche, porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posición se perciben sólo a través de los siglos.
El númeronúmero de estrellas observables a simple vista desdedesde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo.
Los astrónomos han calculado que el númeronúmero de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones.
Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento estelar. Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante interferometría.
La estructura interna de las estrellas no se puede observar de formaforma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares.
Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.

La estrella más cercana al Sistema Solar es Alfa Centauro

 Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema Solar en la Vía Láctea. La más cercana es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetros de la Tierra.

Se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 años luz de La Tierra, que sólo es visible desdedesde el hemisferio sur. La más cercana (Alpha Centauro A) tiene un brillo real igual al de nuestro Sol.
Alpha Centauri, también llamada Rigil Kentaurus, está en la constelación de Centauro. A simple vista, Alpha Centauri aparece como una única estrella con una magnitud aparente de -0,3, que la convierte en la tercera estrella más brillante del cielo sur.

Variables Cefeidas

 Este concepto engloba cualquier estrella cuyo brillo, visto desde la Tierra, no es constante. Pueden ser estrellas cuya emisión de luz fluctúa realmente - intrínsexas -, o estrellas cuya luz se ve interrumpida en su trayectoria hacia la Tierra, por otra estrella o una nube de polvo interestelar, llamadas variables extrínsecas.
Los cambios en la intensidad luminosa en las variables intrínsecas se deben a pulsaciones en el tamaño de la estrella (variables pulsantes) o a interacciones entre las componentes de una estrella doble. Algunas otras variables intrínsecas no encajan en ninguna de estas dos categorías.
El único tipo frecuente de variable extrínseca es la llamada "binaria eclipsante". Se trata de una estrella doble formada por dos estrellas próximas que pasan periódicamente una por delante de la otra. Algol es el ejemplo más conocido. Las binarias eclipsantes constituyen casi el 20% de las estrellas variables conocidas.
Las cefeidas son parejas orientadas de manera que, periódicamente, se eclipsan una a otra. Probablemente, los ejemplos más conocidos sean las variables cefeidas, cuyas pulsaciones periódicas indicacan su brillo, por lo que constituyen una importante referencia para la medición de distancias en el espacio.
Sus periodos de pulsación varían entre un día y unos cuatro meses, y sus variaciones de luminosidad pueden ser de entre un 50 y un 600% entre el máximo y el mínimo. Su nombre proviene de su prototipo o estrella representativa, Delta Cefei.
La relación entre su luminosidad media y el periodo de pulsación fue descubierta en 1912 por Henrietta S. Leavitt, y se conoce como relación periodo-luminosidad. Leavitt encontró que la luminosidad de una cefeida aumenta de manera proporcional a su periodo de pulsación.
Así, los astrónomos pueden determinar la luminosidad intrínseca de una cefeida simplemente midiendo el periodo de pulsación. La luminosidad aparente de una estrella en el cielo depende de su distancia a la Tierra; comparando esta luminosidad con su luminosidad intrínseca se puede determinar la distancia a la que se encuentra. De este modo, las cefeidas pueden utilizarse como indicadores de distancias tanto dentro como fuera de la Vía Láctea.
Existen dos tipos de cefeidas. Las más comunes se llaman cefeidas clásicas y las otras, más viejas y débiles, se conocen como estrellas W Virginis. Los dos tipos poseen distintas relaciones periodo-luminosidad.