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Sol

Sol

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, por lo que también es el astro más brillante. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día o la noche. 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 de la secuencia principal con un tipo espectral G2 que se formó hace unos 5 mil millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5 mil millones de años más. A pesar de ser una estrella mediana, es la única que se resuelve a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" minutos de arco en el perihelio y 31' 31" en el afelio. Lo que da un diámetro medio de 32' 03". Por una extraña coincidencia, 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

Más información en: Evolución estelar | Nebulosa protosolar El Sol se formó hace unos 4.500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que ya contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumstelar 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 nuestra estrella. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5.000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable. Cuando el hidrógeno de su núcleo sea mucho menos abundante éste se contraerá y se encenderá la capa de hidrógeno adyacente, pero esto no bastará para retener el colapso. Seguirá compactándose hasta que su temperatura sea lo suficientemente elevada como para fusionar el helio del núcleo (unos 100 millones de grados). Al mismo tiempo, las capas exteriores de la envoltura se irán expandiendo paulatinamente. Se expandirán tanto que, a pesar del aumento de brillo de la estrella, su temperatura efectiva disminuirá, situando su luz en la región roja del espectro. El Sol se habrá convertido en una gigante roja. El radio del Sol, para entonces, será tan grande que habrá engullido a Mercurio, Venus y, posiblemente, a la Tierra. Durante su etapa como gigante roja (unos 1.000 millones de años) el Sol irá expulsando gas cada vez con mayor intensidad. En los últimos momentos de su vida el viento solar se intensificará y el Sol se desprenderá de toda su envoltura, la cual, formará, con el tiempo, una nebulosa planetaria. El núcleo y sus regiones más próximas se comprimirán más hasta formar un estado de la materia muy concentrado en el que las repulsiones de tipo cuántico entre los electrones extremadamente cercanos (degenerados) frenarán el colapso. Quedará entonces, como remanente estelar, una enana blanca de carbono y oxígeno que se irá enfriando paulatinamente.

Estructura del Sol

Como todas los cuerpos de suficiente masa el Sol posee una forma esférica y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo de suficiente masa todas las partículas que lo constituyen son atraídas hacia el centro del objeto por la fuerza de gravedad. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria produciéndose un equilibrio hidrostático. Ahora bien la presión que sustenta la masa de cualquier estrella está causada tanto por la densidad y temperatura creciente de material en el interior de la estrella como por la presión de radiación causada por el flujo de fotones emitidos. El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sí se puede sin embargo establecer una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.

Núcleo

- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Cadenas PP | Ciclo CNO Ocupa unos 139.000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Nuestra estrella está constituida por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los 30 el físico austríaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906- ) en Estados Unidos y Carl Friedrich von Weizsäker (1912-), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de Einstein. E = mc², donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y por lo tanto muy energéticos y penetrantes. La energía producida calienta el núcleo solar hasta temperaturas de 10 a 20 millones de grados. El ciclo ocurre en las siguientes etapas: ₁H¹ + ₆C¹² → ₇N¹³; ₇N¹³ → ₆C¹³ + e⁺ + neutrino; ₁H¹ + ₆C¹³ → ₇N¹⁴; ₁H¹ + ₇N¹⁴ → ₈O¹⁵; ₆O¹⁵ → ₇N¹⁵ + e⁺ + neutrino, y por último ₁H¹ + ₇N¹⁵ → ₆C¹² + ₂He⁴. Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, tenemos 4 ₁H¹ → ₂He⁴ + 2e⁺ + 2 neutrinos + 26,7 MeV. La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7 x 10¹⁴ Julios por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera. Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) en 1938 era un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta de que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno de los protones pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón que permanece unido al otro protón constituyendo un deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado. La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas: ₁H¹ + ₁H¹ → ₂H² + e⁺ + neutrino ₁H¹ + ₁H² → ₂He³; ₂He³ + ₂He³ → ₂He⁴ + 2 ₁H¹. El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol y la cadena protón-protón en las similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se ha demostrado en estos últimos años que el calor solar procede en un 99 % del ciclo protón-protón. Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al transformarlo en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentándo progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y nuestro astro rey se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro del Sol 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 grados, comenzará a producirse la reacción del helio en carbono, hasta que el primero se agote, iniciándose una nueva contracción de la estrella al perder su fuente de energía. De este modo nuestro Sol se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra.

Zona radiante

En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (10-20 millones de grados) a la periferia (6000 grados en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años, en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.

Zona convectiva

Esta región se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Así a unos 200.000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades. El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. La observación y estudio de estas oscilaciones solares constituye el sujeto de estudio de la heliosismología.

Fotosfera

heliosismología La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo mas oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad. Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiación procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, más frías y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera. Un fotón tarda en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200.000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo 499,0047818 segundos en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No se trata de que los fotones viajen más rápidamente ahora, sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias que experimentaban en el interior del Sol. Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras. Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35.000 km. Cada supergranulación contiene cientos de gránulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrónomo aficionado, el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica. 1907 El signo mas evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaban que eras debidas a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen contínuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4.000º K, mientras que la penumbra alcanza los 5.600º K, inferiores en ambos casos a los 6.000º K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT⁴ , donde σ = 5.67051 x 10^-8 W/m²/K⁴ ), la umbra emite aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.

Cromosfera

:Artículo principal: Cromosfera La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente unos 10.000 km y es imposible observarla sin filtros especiales al ser eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse sin embargo en un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en Hα, una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura. Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150.000 km produciendo erupciones solares espectaculares.

Corona solar

prominencias solares La corona solar está formada por las capas más ténues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de grados, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente. Esta elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las células convectivas. Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emitie gran cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las líneas de campo magnético y en dramáticas eyecciones de material coronal (EMCs). Lo cierto es que esa capa es demasiado poca denso como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica. La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra. El material ténue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree que las estructuras observadas en la corona están modeladas en gran medida por el campo magnético solar y las células de transporte convectivo.

Energía solar

La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los hervíboros absorben indirectamente una pequeña cantidad de ésta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los hervíboros. La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condesó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc. Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aún muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.

Observación astronómica del Sol

Las primeras observaciones astronómicas de la actividad solar fueron realizadas por Galileo Galilei utilizando el método de proyección. Galileo descubrió así las manchas solares y pudo medir la rotación solar así como percibir la variabilidad de éstas. En la actualidad la actividad solar es monitorizada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra no solo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.

Misiones espaciales

El satélite SOHO e imagen de la corona solar capturada por éste.

Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie Terrestre la Agencia Espacial Europea y NASA lanzaron cooperativamente el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de diciembre de 1995. La sonda europea Ulysses realizó estudios de la actividad solar y la sonda norteamericana Genesis se lanzó en un vuelo cercano a la heliosfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar. Génesis regresó a la Tierra en el 2004 pero su reentrada en la atmósfera fue acompañada de un fallo en su paracaidas principal que hizo que se estrellara sobre la superficie. El análisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad.

Precauciones necesarias para observar el Sol

- No mirar nunca directamente al Sol sin la debida protección, puede causar lesiones y quemaduras graves en los ojos e incluso la ceguera permanente.
- Las gafas de sol, filtros hechos con película fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CD's o cristales ahumados NO ofrecen la suficiente protección a los ojos.
- Una buena protección la proporcionan los filtros MYLAR^® o equivalentes. Las gafas utilizadas para la soldadura al arco con cristales de densidades 14 a 16, son idóneas para este fin. Las mismas precauciones deben tenerse en cuenta si se utilizan aparatos ópticos. Los filtros deben ir colocados en la parte frontal y nunca en el ocular.

Enlaces externos

General:
- [http://www.solarviews.com/span/sun.htm El Sol (solarviews.com)]
- [http://www.astronomiaonline.com/informacion/sistemasolar/sol.asp El Sol (astronomiaonline.com)] Observación del Sol:
- [http://www.spaceweather.com/sunspots/doityourself_sp.html Recomendaciones para observar el Sol]
- [http://www.arcetri.astro.it/~kreardon/EGSO/gbo/ Lista de la mayoría de observatorios solares terrestres]
- [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Página web de SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory]
- [http://rredc.nrel.gov/solar/codesandalgorithms/spa/ Solar Position algorithm]

Bibliografía

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- Carslaw, K.S., Harrison, R.G., Kirkby, J.: Cosmic Rays, Clouds, and Climate, Science, v. 298, 2002, p. 1732-1737
- Kasting, J.F., Ackerman, T.P.: Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere, Science, v. 234, 1986, p. 1383-1385
- Priest, E.R.: Solar Magnetohydrodynamics, 1982, p. 206-245 ISBN 902771374X
- Schlattl, H.: Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem, Physical Review D, vol. 64, 2001, Issue 1
- Thompson, M.J.: Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior, Astronomy & Geophysics, v. 45, 2004, p. 4.21-4.25 Categoría:Sistema solar
- als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Estrella

es una de las agrupaciones de estrellas jóvenes más conocida.]] Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar. Se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido al efecto de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en nuestro cielo provoca el día o la noche respectivamente. Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares (M_sol). Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diez milésima a un millón de veces la luminosidad del Sol. Radio, temperatura y luminosidad de la estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:

L =  4 \pi R^2 \sigma T_^4

:Donde L es la luminosidad,

\sigma

la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y T_e la temperatura efectiva.

Formación y evolución de las estrellas

- Más información en: Formación estelar | Evolución estelar | Diagrama de Hertzsprung-Russell 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 el hidrógeno del núcleo se agota, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar), pudiendo convertirse en una enana blanca, o explotando 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. (ver: Escalas de tiempo estelar). Una estrella típica como el Sol tendrá simetría esférica y perderá a lo largo de su vida una cantidad de masa despreciable con respecto al total. En el sistema solar unos 10²⁰ gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Las perdidas de masa solo serán significativas en las estrellas de más de 10 masas solares mucho más escasas. En las fases finales de la vida de una estrella, ya sea mediante supernovas o por la acción de intensísimos vientos estelares, devuelve parte del material que la forma al espacio interestelar. Esto incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas aumentando así la metalicidad del Universo.

Agrupaciones y distribución estelar

- Más información en: Galaxias | Cúmulo estelar | Estrellas binarias | Planeta extrasolar

Estrellas ligadas

Las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. La mayor parte de las estrellas forman parte de sistemas binarios, otras se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos son fruto de brotes de formación estelar y se cree que todas las estrellas se forman en grupo. En la Vía Láctea se distinguen dos tipos. Los cúmulos globulares que se encuentran en el halo y contienen entre 10.000 y 1.000.000 de estrellas y los cúmulos abiertos que están en el disco y són de formación reciente, algunos con abundantes estrellas azules. Estos últimos son notablemente más pequeños e irregulares que los primeros y tienen un intervalo de edades entre sus miembros más amplio.

Estrellas aisladas

No todas mantienen esos lazos gravitatorios, otras como el Sol, viajan solitarias, habiéndose separado hace mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia, entre agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

Sistemas extrasolares

gas interestelar En tiempos recientes se han descubierto también otros sistemas planetarios. Se conocen alrededor de 120 estrellas con compañeros subestelares con masas entre una y diez veces la masa de Júpiter. Son conocidos como planetas extrasolares aunque en los más grandes se discute si podrían ser, tal vez, enanas marrones. A pesar de todo la contribución a la masa total de la galaxia de estos cuerpos planetarios es despreciable. También se observan alrededor de algunas estrellas discos de acrecimiento protoplanetarios.

Distribución estelar

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo a pesar de lo que pueda parecer a simple vista. En realidad están agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de sagitario.

Estructura estelar

- Más información en: Estructura estelar | Sol Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte ya sea por convección o radiación se dividirá en dos zonas, radiante y convectiva. Finalmente la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible y se divide en cromosfera, fotosfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Empero, la corona supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Su grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas. A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otrás al revés y eso dependerá tanto de la masa del astro como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

Generación de energía en las estrellas

- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Producción de energía en las estrellas | Pico de Gamow | Evolución estelar A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cual era la fuente de la increible energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Cuando se descubrió la interacción fuerte, aparecieron dos nuevos candidatos. La fisión y la fusión nuclear. La fisión quedó rápidamente descartada, ya que en las estrellas apenas se detectaba presencia alguna de elementos más pesados que el hierro. En seguida quedó claro que solo la fusión nuclear podía proveer a las estrellas de esas ingentes cantidades de energía que precisaban para mantener su estabilidad. Aún así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow. Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas las cuales dependen de la masa y composición de las mismas. Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 10⁷ K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón: :4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e (4.0 MeV + 1.0 MeV) :2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV) :2³He → ⁴He + 2¹H (12.9 MeV) Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global: :4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2γ + 2ν_e (26.7 MeV) En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo del carbono-nitrógeno-oxígeno. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares: En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 10⁸ K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa: :⁴He + ⁴He + 92 keV → ^{8
-}Be :⁴He + ^{8
-}Be + 67 keV → ^{12
-}C :^{12
-}C → ¹²C + γ + 7.4 MeV La reacción global es: :3⁴He → ¹²C + γ + 7.2 MeV

Composición

- Más información en: Metalicidad La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio. En la Vía Láctea, las estrellas se clasifican en dos grandes grupos según su riqueza en metales. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella. La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.

La estrella prototípica

- Más información en: Sol El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones. La masa del Sol es: :M_sol = 1.9891 × 10³⁰ kg y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como M_sol.

Clasificación

- Más información en: Clasificación estelar La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual. La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio de Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.

Tipos espectrales

Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella. La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares. Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:

Clases de luminosidad

Desafortunadamente la clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño. Ambos sistemas de clasificación son complementarios. Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.

Mitología estelar

Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio sol, las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización, se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identifiado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses/diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico.

Bibliografía

- Davies, Paul: El universo desbocado. Salvat Editores, 1993. ISBN 84-345-8895-1
- Ekrutt, Joachim: Estrellas y planetas. Everest Pub, 1996 ISBN 8424127463
- Gribbin, John y Gribbin, Mary: Stardust, Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale University Press, 2001 ISBN 0300090978
- Kippenhahn, R. y Weigert, A.: Stellar structure and evolution. 2a edición corregida ISBN 3-540-50211-4
- Murdin, Pavy y Lesley: Supernovas. Promotora General de Estudios, 1989 ISBN 8486505224
- Langer, N.: Leben und Sterben der Sterne. Munich, 1995 ISBN 3-406-39720-4.
- Pickover, Clifford. The Stars of Heaven. Oxford University Press, 2001 ISBN 0195148746
- Prialnik, D.:An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, 2000 ISBN 0-521-65065-8
- Scheffler, H. y Elsässer, Hans: Physik der Sterne und der Sonne ISBN 3-411-14172-7
- Voigt, H. H.: Abriß der Astronomie ISBN 3-411-03148-4
- Widmann, W. et al. Guía de las estrellas. Ediciones Omega, 1999.

Véase también

- Estructura estelar
- Clasificación estelar
- Diagrama de Hertzsprung-Russell
- Evolución estelar
- Catálogo de estrellas
- Constelaciones
- Listado de estrellas
- Objeto astronómico

Enlaces externos

- [http://www.astrosurf.com/astronosur/estrellas.htm AstronomíaSur] Estrellas
- [http://www.portalciencia.net/mito.html portalciencia.net] Mitología: Estrellas y Planetas
- [http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/coast/betel.html Imágenes de posiciones estelares en la superficie de Betelgeuse]
- [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl Descubra qué se conoce de una estrella determinada, ingresando su nombre o posición]
- [http://jumk.de/astronomie/astronomy.shtml Lista de estrellas especiales]
- [http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/STERNE/beg_sky.htm www.zum.de] Formación estelar
- [http://www.astronomia.de/sternent.htm www.astronomia.de] Formación estelar (resumen)
- [http://celestia.sourceforge.net/ Celestia] Simulación espacial 3D en tiempo real (OpenGL) categoría:Astronomía y astrofísica categoría:Astrofísica estelar
- ja:恒星 ko:항성 ms:Bintang simple:Star th:ดาวฤกษ์

Tierra

La Tierra es el tercer planeta del sistema solar. Es el único planeta en el que se conoce que exista vida. La Tierra posee un único satélite natural, la Luna. La Tierra gira alrededor del Sol describiendo una órbita elíptica a una velocidad media de 29,8 km por segundo. La distancia media que la separa del Sol es de 149.600.000 km. La Tierra realiza los siguientes movimientos de forma simultánea:
- Translación sobre su órbita alrededor del Sol.
- Rotación sobre su propio eje, que determina los días y las noches, con una duración de 23 horas, 56 minutos y 3,5 segundos.
- Precesión y nutación

Composición y estructura

La composición de la Tierra en masa en diferentes elementos químicos es: La Tierra tiene una estructura diferenciada en diferentes capas. Estas capas poseen diferentes composiciones químicas y comportamiento geológico. Su naturaleza puede estudiarse a partir de la propagación de ondas sísmicas en el interior terrestre y a través de las medidas de los diferentes momentos gravitacionales de las diferentes capas obtenidas por diferentes satélites orbitales. ondas sísmicas Las diferentes capas en las que tradicionalmente se divide la estructura terrestre son:
- Corteza. Es la capa más superficial y tiene un espesor que varía entre los 12 km, en los océanos, hasta los 80 km en cratones (porciones más antiguas de los núcleos continentales). La corteza está compuesta por basalto en las cuencas oceánicas y por granito en los continentes.
- Manto. Es una capa intermedia entre la corteza y el núcleo el cual llega hasta una profundidad de 2900 km. El manto está compuesto por peridotita.
- Litosfera. Es la parte más superficial que se comporta de manera elástica. Tiene un espesor de 250 km y abarca a la corteza y la porción superior del manto.
- Astenosfera. Es la porción del manto que se comporta de manera fluída.
- Núcleo: Es la capa más profunda del planeta y tiene un espesor de 3475 km. Está compuesto de una aleación de hierro y niquel y es en esta parte donde se genera el campo magnético terrestre. Éste se subdivide a su vez en el núcleo interno, el cual es sólido, y el núcleo externo, el cual es líquido.

La hidrosfera

Más información en: Océano La Tierra es el único planeta en nuestro sistema solar que tiene una superficie líquida. El agua cubre un 71% de la superficie de la Tierra (97% de ella es agua de mar y 3% agua dulce), formando cinco océanos y siete continentes. La Tierra está realmente a la distancia del Sol adecuada para tener agua líquida en su superficie. No obstante sin el efecto invernadero, el agua en la Tierra se congelaría. Al principio el Sol emitía menos radiación que ahora, pero los océanos no se congelaron porque la atmósfera de primera generación de la Tierra poseía mucho más CO₂ y por tanto más efecto invernadero. En otros planetas, como Venus, el agua desapareció porque la radiación solar ultravioleta rompe la molécula y el ión hidrógeno, que es ligero, escapa de la atmósfera. Este efecto es lento, pero inexorable. Ésta es una hipótesis que explica por qué Venus no tiene agua. En la atmósfera de la Tierra, un tenue capa de ozono en la estratosfera la absorbe la mayoría de esta radiación ultravioleta, reduciendo el efecto. El ozono protege a la bioesfera del pernicioso efecto de la radiación ultravioleta. La magnetosfera también es un escudo que nos protege del viento solar. La masa total del hidrosfera es aproximadamente 1,4×10²¹ kg.

La atmósfera

Más información en: Atmósfera terrestre La Tierra tiene una espesa atmósfera compuesta en un 78% de nitrógeno, 21% de oxígeno, y 1% de argón, más trazas de otros gases como anhídrido carbónico y vapor de agua . La atmósfera actúa como una manta que deja entrar la radiación solar pero atrapa parte de la radiación terrestre.(Efecto invernadero). Gracias a ella la temperatura media de La Tierra es de unos 17°C. La composición atmosférica de la Tierra es inestable y se mantiene por la biosfera. Así, la gran cantidad de oxígeno libre se obtiene por la fotosíntesis de las plantas, que por la acción de la energía solar transforma CO₂ en O₂. El oxígeno libre en la atmósfera es una consecuencia de la presencia de vida, y no al revés. Las capas de la atmósfera son: la troposfera, la estratosfera, la mesosfera, la termosfera, y la exosfera. Sus altura varía con los cambios estacionales. La masa total de la atmósfera es aproximadamente 5,1×10¹⁸ kg.
La Tierra en el Sistema solar
Más información en: Movimientos de la Tierra | Variaciones orbitales
La Tierra tarda 23 horas, 56 minutos y 4,09 segundos (día sideral) en girar alrededor del eje de rotación que pasa por el Polo Norte y el Polo Sur. Tarda 24 horas en dos pasos del Sol por el mismo meridiano (día solar medio). Así debido al movimiento real de rotación de la Tierra hay un movimiento aparente del este al oeste a una velocidad de 15°/hr = 15'/min, es decir un diámetro del Sol o de la Luna cada dos minutos. La Tierra gira alrededor del Sol en 365,2564 días solares medios (año sideral). Esto da un movimiento del Sol con respecto a las estrellas fijas a una velocidad de 1°/día es decir un diámetro del Sol o de la Luna cada 12 horas, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo. La Tierra tiene un satélite natural, la Luna que orbita alrededor de la Tierra cada 27 1/3 días. Así que hay un movimiento de la Luna con respecto al Sol y las estrellas fijas a una velocidad de aproximadamente 12°/día, es decir un diámetro de la Luna cada hora, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo. Visto desde el polo Norte de la Tierra, el movimiento de la Tierra, y la Luna así como sus movimiento de rotación son todos directos (en sentido contrario a las agujas del reloj). El plano del Ecuador y el plano de la Eclíptica forman un ángulo de unos 23,45 grados. Ello causa las estaciones en la Tierra. El plano de la órbita de la Luna está inclinado aproximadamente 5 grados respecto a la Eclíptica. De no ser así habría un eclipse de Sol y uno de Luna todos los meses.
La Luna
Más información en: Luna La 'Luna' es un satélite relativamente grande comparado con la Tierra, siendo su diámetro un cuarto del terrestre. La atracción gravitatoria entre la Tierra y la Luna causa las mareas en la Tierra. El mismo efecto en la Luna hace que el período de rotación alredor de su eje sea igual que el periodo de giro en torno a la Tierra. Como resultado la Luna siempre presenta la misma cara a la Tierra. En su movimiento alrededor de la Tierra, el Sol ilumina distintas partes de la Luna, presentando un ciclo completo de fases lunares. La Luna puede causar una variación moderada del clima terrestre. La simulaciones de ordenador muestran que la fuerza de atracción de la Luna hacia la protuberancia ecuatorial de la Tierra causan una estabilización de la inclinación del eje de rotación, produciendo una variación moderada del clima. Sin esta estabilización algunos científicos creen que el eje de rotación podría ser caóticamente inestable, como parece ocurrir en el planeta Marte. Si el eje de rotación de la Tierra se acercara a la eclíptica, la variación estacional del clima sería sumamente importante. Un polo apuntaría directamente hacia el Sol durante verano y mientras para el otro sería noche permanente en invierno. Los científicos que han estudiado el efecto creen que ello causaría la desaparición de la vida afectando a animales y plantas grandes. El disco lunar visto desde la Tierra, tiene aproximadamente el mismo diámetro angular que el del Sol (el Sol es 400 veces más grande, pero está 400 veces más lejos que la Luna). Esto permite que haya eclipses de sol totales. La hipótesis más reciente del origen de la Luna es que se formó por la colisión de un protoplaneta del tamaño de Marte cuando la Tierra era joven. Esta hipótesis explica (entre otras cosas) la falta de hierro en la Luna. La hipótesis del impacto brutal también podría explicar la fuerte inclinación del eje de rotación terrestre. La Tierra tiene también por lo menos otro satélite co-orbital el asteroide, 3753 Cruithne.
La biosfera
Más información en: Vida | Ser vivo | Biosfera | Complejidad biológica La tierra es el único lugar que se conoce con vida. Las formas de vida del planeta Tierra forman la "biosfera ". La biosfera comenzó ha evolucionar hace aproximadamente 3.5 mil millones de años (3,5×10 ⁹). La Hipótesis Gaia o teoría de Gaia es un modelo científico de la biosfera terrestre formulado por el biólogo James Lovelock y que sugiere que la vida sobre la Tierra organiza las condiciones climáticas para favorecer su propio desarrollo.
Geografía
vida
- El área total de la Tierra es de aproximadamente 510 millones de kilómetros cuadrados, de los cuales 149 millones son de tierras firmes y 361 millones, de agua.
- Las líneas costeras (litorales) de la Tierra suman cerca de 356 millones de kilómetros.
Mapas espaciales de la Tierra
El satélite medioambiental Envisat de la ESA está desarrollando el retrato más detallado de la superficie de la Tierra. El objetivo del proyecto GLOBCOVER es la creación de un mapa global de la cobertura terrestre con una resolución tres veces superior a la de cualquier otro mapa por satélite hasta ahora. [http://www.esa.int/esaCP/SEMF2ZY5D8E_Spain_0.html] La NASA destaca un nuevo mapa tridimensional,que es la topografía más precisa del planeta, elaborada durante cuatro años con los datos transmitidos por el transbordador espacial Endeavour. Los datos analizados corresponden al 80% de la masa terrestre."Esta ha sido una de las misiones científicas más valiosas de los transbordadores y probablemente la más importante de carácter cartográfico que se haya realizado jamás", afirmó Michael Kobrick, científico de la misión del Endeavour que giró en órbita terrestre en febrero del 2000. Cubre los territorios de Australia y Nueva Zelanda con detalles sin precedentes. También incluye más de mil islas de la Polinesia y la Melanesia en el Pacífico sur, así como islas del Indico y el Atlántico. Muchas de esas islas apenas se levantan unos metros sobre el nivel del mar y son muy vulnerables a los efectos de las marejadas y tormentas, por lo que su conocimiento tal vez ayude a evitar catástrofes. Según John LaBrecque, director del Programa de Riesgos Naturales de la agencia espacial, los datos proporcionados por la misión del Endeavour tendrán una amplia variedad de usos, como la exploración "virtual" del planeta."Con el tiempo, otras misiones podrán utilizar la misma tecnología para detectar los cambios que se hayan producido en la superficie de la Tierra y hasta para configurar la topografía de otros planetas", dijo. Recomendamos abrir el sitio de la misión en castellano y revisar "Un viaje simulado por la Cordillera de Los Andes", con animación y sonido [http://www2.jpl.nasa.gov/srtm/spanish.htm] Una galería de imágenes está en [http://photojournal.jpl.nasa.gov/targetFamily/Earth ] Otra animación en inglés en: [http://www2.jpl.nasa.gov/srtm/ ] Envisat
Artículos relacionados

- Tectónica de Placas
- Geología
- Geología histórica
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- Climas de la Tierra
- Extremos en la Tierra (Récords de temperaturas y altitudes según continentes)
- Población humana
Enlaces externos

- [http://worldwind.arc.nasa.gov/index.html Mapa tridimensional de la Tierra. NASA] Descargable gratuitamente (184.3 MB). Alta resolución, nombres, límites, y muchas opciones más. Es algo extraordinario.
- [http://www.elsistemasolar.com.ar El Sistema Solar] La Tierra y sus caracteristicas físicas y geologicas Categoría:Planetas del Sistema Solar ja:地球 ko:지구 ms:Bumi simple:Earth th:โลก zh-min-nan:Tē-kiû

Día

Un día es el período de tiempo que tarda el planeta Tierra en girar 360 grados sobre su eje. Dependiendo de la referencia que se use para medir una vuelta, existen dos tipos de días: el solar y el sideral.

Día solar o Día solar medio

Es el usado para todos los asuntos cotidianos. Se define como el período de tiempo que emplea el Sol ficticio en culminar dos veces consecutivas en el meridiano del observador. Dura 24 horas, que equivale a 86 400 segundos. El sol ficticio: Como el movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol no es uniforme sino que sigue la Ley de las áreas de Kepler, el día solar no tiene la misma duración y por lo tanto no se puede emplear como patrón metrológico de tiempo. Para solventarlo se considera un sol ficticio que sí gira uniformemente. Los días de la semana: En el calendario gregoriano, un día solar es la séptima parte de una semana. Cada día de una semana tiene 7 nombres diferentes, consecutivos y cíclicos: lunes, martes, miércoles, jueves, viernes, sábado y domingo.

Día sideral

También llamado día sidereo. Es el período de tiempo que emplea un astro en culminar dos veces consecutivas en el meridiano del observador. Su valor es de 23 h. 56m 4s. 09 centisegundos 0538 microsegundos, que equivale a 86 164.091 segundos. Para un observador local el día sidereo comienza cuando el punto Aries atraviesa su meridiano.

Diferencia entre día solar y sideral

La diferencia entre ambos días se debe a que cuando la Tierra ha terminado su giro respecto a las estrellas fijas, el Sol todavía no ha pasado por el meridiano porque en este tiempo se ha movido debido al movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol.

Día (como antepuesto a noche)

También se conoce como día la parte de este que va desde la salida del Sol a su puesta. La refracción por la atmósfera de los rayos luminosos del Sol motiva que veamos luz cuando el Sol no ha salido todavía: aurora, alba o crepúsculo matutino. Dicha difusión alarga el día. Medido desde el mediodía el orto se caracteriza por un ángulo horario -H, donde:
cos(H)=-tan(F)
- tan(D)
donde F es la latitud del lugar y D la declinación solar. El ocaso ocurre a un ángulo horario H. El día dura 2H y la noche 24-2H. La duración del día y la noche va cambiando en el transcurso del año siendo la duración del día de 12h (en todas las latitudes) en los equinoccios más de 12 horas en primavera y verano, alcanzando el día más largo en el solsticio de verano, donde también ocurre la noche más corta. Por el contrario el día dura menos de 12 horas en otoño e invierno, alcanzandose en el solsticcio de invierno el día más corto y la noche más larga. Este efecto se acentúa más cuando mayor es la latitud. Hay día o noche permanente en alguna época del año, en las regiones polares tanto del hemisferio norte o sur caracterizadas por estar a una latitud que en valor absoluto es mayor que F=90-23º26’=66º34’. Esta es precisamente la definición de casquete polar

Véase también

- Tiempo solar
- Ecuación de tiempo category:Unidades de tiempo Categoría:Astronomía ja:日 simple:Day Categoría:Días

Energía

En física la energía puede definirse como una cantidad globalmente constante en un sistema. Durante la evolución de un sistema la energía toma formas diversas por intermedio del trabajo de las fuerzas involucradas. La energía puede materializarse en masa y la masa transformarse en energía en ciertos procesos físicos y quimicos. Energía también es definida como la capacidad para realizar un trabajo. En el Sistema Internacional de Unidades se mide en julios. Se suele representar por la letra E. Cualquier forma de energía asociada a un sistema físico se puede expresar como la combinación de dos formas básicas de energía: la energía cinética y la energía potencial de sus partículas. Todos los sistemas físicos tienen energía, que se manifiesta en la capacidad de producir transformaciones en sí mismos o en otros sistemas.

Transferencia de la energía entre sistemas físicos

Se denomina sistema físico a cualquier parte del Universo que puede ser objeto de estudio de forma individualizada. Todos los sistemas tienen energía, aunque no esté produciéndose ninguna transformación. Por ejemplo, la energía que tiene un muelle comprimido se puede usar posteriormente. Los procesos de transformación o cambio tienen lugar cuando la energía se transfiere de un sistema a otro. Siempre que dos sistemas interactúan se producen cambios debido a que la energía se transfiere de un sistema a otro. Ejemplo: cuando se calienta agua en una cacerola, se transfiere energía de la llama al recipiente y de este al contenido. Los sistemas físicos pueden transferirse energía por dos métodos: mediante el trabajo o mediante el calor.

Formas en las que se puede observar la energía

- Energía eléctrica.
- Energía sonora: Es la energía contenida en las ondas sonoras.
- Energía atómica o nuclear: La obtenida por la fusión o fisión de los núcleos atómicos
- Energía cinética: La que posee un cuerpo por razón de su movimiento
- Energía de ionización: La mínima necesaria para ionizar una molécula o átomo
- Energía potencial: Capacidad de un cuerpo para realizar trabajo en razón de su posición en un campo de fuerzas
- Energía radiante: La existente en un medio físico, causada por ondas electromagnéticas, mediante las cuales se propaga directamente sin desplazamiento de la materia
- Energías renovables:
- Energía eólica
- Energía geotérmica
- Energía hidráulica
- Energía mareomotriz
- Energía solar
- Fuentes de Energías no renovables (o nuclear-fósil):
- Carbón
- Centrales nucleares
- Gas Natural
- Petróleo

Véase también

- Vatio
- Energía de una señal Categoría:Magnitudes físicas Categoría:Energía ja:エネルギー ko:에너지 ms:Tenaga simple:Energy th:พลังงาน

Cadena trófica

La cadena trófica, también llamada alimenticia o de nutrición es la corriente de energía y nutrientes que se establece entre las distintas especies para su alimentación. También se puede decir, que es una sucesión ordenada de organismos en la que cada uno de dud integrantes, se alimenta del que procede (presa) y, a su vez, es comido por el que lo sigue (depredador) En una comunidad biocenótica existen:
- Especies productoras, que utilizando la energía solar y las reacciones químicas minerales convierten la materia inorgánica en orgánica.
- Especies consumidoras que se alimentan de otros seres vivos. Las especies consumidoras pueden ser:
- Consumidores primarios, los herbívoros. Obtienen su alimento directamente de las plantas verdes.
- Consumidores secundarios, los carnívoros que se alimentan de herbívoros. Se alimentan indirectamente de las plantas verdes al comer otros animales.
- Consumidores terciarios, los grandes carnívoros (u omnívoros), que se alimentan de herbívoros carnívoros. Son los animales dominantes en un ecosistema y entre ellos están las aves de presa, los grandes felinos, lobos y perros de presa. Siempre han sido considerados como una amenaza para el hombre, directamente o por la lucha para alcanzar el mismo suministro de alimento y han sido cazados lentamente en el tiempo y algunos exterminados por él.
- Descomponedores. En este grupo entrarían tanto los animales grandes que se alimentan de carroña (restos de cadáveres orgánicos), como los microorganismos (bacterias y hongos) que convierten la materia orgánica en materia inorgánica, cerrando el ciclo. materia inorgánica Category:Biología Category:Ecología ja:食物連鎖

Clima

El clima es el conjunto de condiciones atmosféricas que caracterizan una región. Según se refiera al mundo, a una región o a una localidad concreta se habla de clima global, clima local o microclima respectivamente. El clima es un sistema complejo por lo que su comportamiento es muy difícil de predecir. Por una parte hay tendencias a largo plazo debidas, normalmente, a variaciones sistemáticas como el aumento de la radiación solar o las variaciones orbitales pero, por otra, existen fluctuaciones caóticas debidas a la interacción entre forzamientos, retroalimentaciones y moderadores. Ni siquiera los mejores modelos climáticos tienen en cuenta todas las variables existentes por lo que, hoy día, solamente se puede aventurar una previsión de lo que será el clima del futuro más próximo. Asimismo, el conocimiento de los climas del pasado es, también, más incierto a medida que se retrocede en el tiempo. Esta faceta de la climatología se llama paleoclimatología y se basa en los registros fósiles, los sedimentos, las marcas de los glaciares y las burbujas ocluidas en los hielos polares. De todo ello los científicos están sacando una visión cada vez más ajustada de los mecanismos reguladores del sistema climático.

Clima y tiempo, dos conceptos distintos

Resulta frecuente la confusión entre ambos conceptos pero hay que destacar que se refieren a aspectos distintos de la dinámica atmosférica. La diferencia principal está en la escala de tiempo en la que se trabaja. Cuando la escala de tiempo de los cambios a los que uno se refiere es de días, semanas, meses o unos pocos años se habla de tiempo atmosférico. A partir de una escala de décadas es cuando realmente empieza a hablarse de variaciones climáticas. Pero incluso este periodo de tiempo es demasiado breve para considerar el cambio. Normalmente hasta pasado un siglo no se puede apreciar la tendencia subyacente. Esta frontera entre el tiempo y el clima es un tanto borrosa. Una cosa es segura, las variaciones del tiempo están sujetas a patrones regulares de corto plazo, básicamente las variaciones anuales o estacionales y a patrones caóticos de diferentes frecuencias de variación que son los que hacen que de un año para otro así como de un día para otro el tiempo sea tan cambiante. El clima presenta también las dos facetas. Tendencias regulares que se empiezan a apreciar a las pocas décadas de realizar mediciones y oscilaciones de tipo caótico que subyacen en el fondo. A más gran escala puede permanecer oculto un patrón regular como los ciclos de Milankovich. Y si nos vamos aun a escalas mayores la variación puede tornarse caótica de nuevo ya que aumenta la dependencia de las características geofísicas de la tierra, téctonica, desgasificación natural... Los cuales son procesos caóticos a su vez.

Clima global y cambios

Más información: Balance radiativo terrestre | Cambio climático El clima global requiere el estudio de otro tipo de variables llamados forzamientos externos. Para conocer cómo evoluciona el clima a lo largo de los eones hay que tener en cuenta la influencia de esos aspectos capaces de alterarlo drásticamente. Según la importancia de estos factores externos en cada momento el sistema climático será más o menos caótico. En cualquier caso, a largo plazo la previsión se hace imposible ya que muchos de los forzamientos externos, por ejemplo la deriva continental, también se rigen por sistemas caóticos. Los forzamientos externos pueden implicar cierta periodicidad variaciones orbitales y solares y a su vez presentar tendencias globales en un solo sentido por encima de las fluctuaciones de más alta frecuencia. Este es el caso de la variación solar que mientras presenta fluctuaciones regulares en cortos periodos de tiempo a largo plazo presenta, también, un aumento sistemático del brillo solar. así mismo dicha variación presenta acontecimientos caóticos, tormentas magnéticas o períodos anormales de actividad solar. En muchos casos la apariencia caótica de una variación puede encubrir una regularidad de muy baja frecuencia para la cual no ha pasado suficiente tiempo para que haya podido ser observada. Estos forzamientos muchas veces son demasiado pequeños para causar los grandes cambios que se observan. Estos suelen ser debidos precisamente a las retroalimentaciones (feedback) positivas y negativas que se dan una vez desencadenado el proceso.

Breve resumen de las causas de la variación climática

- Efectos propios de la Tierra
- Deriva continental
- Emisiones naturales, Vulcanismo
- Corrientes oceánicas
- Efectos antropogénicos
- Emisiones humanas:
- Deforestación:
- Invierno nuclear
- Efectos de origen astronómico
- Variaciones orbitales de la Terra o del Sol com:
- Precesión,
- Variación de la Excentricidad
- Variación de la Inclinación del eje de rotación
- Variaciones en la luminosidad solar y en el viento solar.

Parámetros climáticos

Para el estudio del clima local hay que analizar los elementos del tiempo: la temperatura, la humedad, la presión, los vientos y las precipitaciones. Hay una serie de factores que pueden influir sobre estos elementos: la latitud geográfica, la altitud del lugar o la continentalidad, que es la distancia al océano o al mar.

Latitud geográfica

La latitud determina el grado de inclinación de los rayos del Sol y la diferencia de la duración del día y la noche. Cuanto más directamente incide la radiación solar, más calor aporta a la Tierra. Las variaciones en latitud son causadas, de hecho, por la inclinación del eje de rotación de la Tierra. El ángulo de incidencia de los rayos del Sol no es el mismo en verano que en invierno siendo causa de las diferencias estacionales. Una mayor inclinación en los rayos solares provoca que estos tengan que atravesar mayor cantidad de atmósfera atenuándose más que si incidieran perpendicularmente. Por otra parte, a mayor inclinación mayor será la componente horizontal de la intensidad de radiación. Mediante sencillos cálculos trigonométricos puede verse que: I(incidente) = I(total) • cosθ

Altitud

A mayor altitud respecto al nivel del mar menor temperatura. En cierto modo subir de altitud es como subir en latitud. El cálculo aproximado que se realiza, es que al elevarse, cada 180 metros, la temperatura baja 1 grado centígrado.

Continentalidad

La proximidad del mar influye sobre las temperaturas y proporciona más humedad. Las brisas que se originan en las regiones costeras atenúan la temperatura de las diferentes estaciones. Llevando aire cálido cuando es invierno y aire fresco cuando es verano. Así, las zonas próximas a la costa reciben la influencia del mar y tienen temperaturas más suaves. En invierno hace menos frío y en verano menos calor que en el interior. Una alta continentalidad, en cambio, acentúa la amplitud térmica¹. Provocará inviernos fríos y secos y veranos calurosos y secos. La continentalidad es el resultado del alto calor específico del agua, que le permite mantenerse a temperaturas más frías en verano y más cálidas en invierno. Lo que es lo mismo que decir que el agua posee una gran inercia térmica. Las masas de agua pues, son el más importante agente moderador del clima. :¹Es la oscilación térmica diaria, a mayor amplitud térmica mayor diferencia de temperaturas entre el día y la noche.

Diferentes tipos de clima

En el mundo los tipos de clima se clasifican en cuatro grupos.

Calurosos

- Clima ecuatorial (región amazónica, parte de América Central, centro de África, e Indonesia)
- Clima tropical (Caribe, Llanos de Colombia y Venezuela, la mayor parte de Brasil, este de Bolivia, norte de Argentina, Paraguay, centro y sur de África, sudeste asiático, norte de Australia, Polinesia).
- Clima tropical árido (suroeste de América del Norte, norte y suroeste de Africa, oriente medio, costa de Perú y norte de Chile, centro de Australia.

Templados

- Clima subtropical (sureste de Estados Unidos y Australia, sur de China), este de Argentina, sur de Brasil y Uruguay.
- Clima mediterráneo (zona del Mediterráneo, California, centro de Chile, sur de Sudáfrica, suroeste de Australia)
- Clima oceánico o atlántico (zona atlántica europea, costas del Pacífico del noroeste de Estados Unidos y de Canadá, sureste de Australia, Nueva Zelanda, sur de Chile).
- Clima continental (centro de Europa y China y la mayor parte de Estados Unidos)
- Clima continental árido (centro de Asia), centro-oeste de América del Norte).

Fríos

- Clima continental frío (norte de Europa, sur de Rusia, Canadá, y Alaska)
- Clima de tundra (región ártica y (sub)antártica subglaciar).
- Clima polar (el Artico y el Antártico)
- Clima montañoso (zonas montañosas de mas de 3.500 m)

Clasificación climática

La clasificación climática clásica describe los climas del mundo en función de su régimen de temperaturas y de precipitaciones.
- Clima árido: Precipitaciones escasas.
- Clima tropical: Cálido, las temperaturas fluctúan poco durante el año. Con período(s) de sequía.
- Clima mediterráneo: Caracterizado por veranos cálidos y secos e inviernos húmedos y moderados de temperatura.
- Clima alpino: Frío a causa de la altitud.
- Clima continental: Característico de las regiones interiores. La variación de temperaturas entre estaciones puede ser muy grande.
- Clima oceánico:: Característico de las regiones de temperaturas templadas cercanas al mar. Precipitaciones a lo largo de todo el año y temperaturas que no varían mucho a lo largo del año.
- Clima polar: Temperaturas generalmente bajo 0° C, escasas precipitaciones. También existe la Clasificación climática de Köppen basada en la observación de la vegetación nativa de cada región de estudio. =Microclimas=
- Climas urbanos:
- Incendios: Ver Tormenta ígnea
- Erupciones:
- Cambio climático
- Canícula
- Geografía Climas del mundo ja:気候 ko:기후 simple:Climate

Tipo espectral

Las estrellas pueden clasificarse a partir de la temperatura efectiva de sus fotosferas siguiendo la ley de Wien. Esta tarea se complica en el caso de estrellas distantes. La espectroscopia estelar permite entonces una mejor clasificación de las estrellas atendiendo a sus lineas de absorción. Una clasificación inicial se formuló en el siglo XIX organizando las estrellas en tipos espectrales de la A a la P, siendo este el origen de los modernos tipos espectrales.

Clasificación según magnitudes

Este sistema de clasificación proviene originalmente del astrónomo griego Hiparco quien en el año 134 AC había clasificado las estrellas en seis magnitudes de acuerdo con su brillo. Hiparco asignó la magnitud 1 a las 20 estrellas más brillantes del fiermamento y fue asignando valores mayores a estrellas cada vez más debiles hasta asignar la magnitud 6 a estrellas apenas visibles a simple vista. Este esquema fue adoptado posteriormente por el astrónomo egipcio Ptolomeo y transmitido en la tradición astronómica occidental. Actualmente la clasificación por magnitudes aparentes es más bien complementaria a los dos grandes tipos de clasificación. El de tipo espectral y el de clases de luminosidad.

Clasificación por tipos espectrales

Esta clasificación estelar es la más utilizada en astronomía. Las diferentes clases se enumeran de las más cálidas a frías. Son las siguientes: Las diferentes clases se dividen posteriormente siguiendo números arábicos del 0 al 9. A0 especifica las estrellas más calientes de la clase A mientras que A9 se refiere a las más frías. Por ejemplo, el Sol es una estrella de tipo G2. El diagrama de Hertzsprung-Russell relaciona la clasificación espectral con la magnitud absoluta, luminosidad, y temperatura superficial de las estrellas. Existe una regla mnemotécnica para recordar la secuencia, consistente en una frase en inglés cuyas palabras empiezan por esas letras: Oh Be A Fine Girl/Guy/Gay, Kiss Me. También existe una regla mnemotécnica en castellano: Otros Buenos Astrónomos Fueron Galileo, Kepler, Messier.

Catálogo Henry Draper

Esta clasificación espectral surgió de los trabajos iniciados a comienzos del siglo XX por Henry Draper en el Harvard College Observatory. Draper pretendía establecer una clasificación estelar en tipos utilizando la intensidad de las líneas de Balmer del hidrógeno. Tras su muerte, su viuda consiguió reunir una importante cantidad de dinero que donó al observatorio para continuar los trabajos de clasificación. Éstos fueron realizados por Williamnia Fleming (1857-1910) quién clasificó más de 10.000 estrellas y supervisó los trabajos del personal femenino del Observatorio, dedicado a tal tarea. El catálogo fue publicado finalmente en 1918 y recibió el nombre de Catálogo Henry Draper. Un catálogo expandido y revisado fue publicado en 1924 realizado por Annie Jump Cannon quién clasificó los espectros de más de 250.000 estrellas y que incluía estrellas de hasta la 9ª magnitud.

Orden de la secuencia

Pronto resulta evidente el orden curioso en el que se disponen los tipos espectrales. La clasificación de Harvard de tipos espectrales estaba basada en la intensidad de las líneas de absorción de la serie de Balmer que son sensibles a la temperatura de la estrella. Estas líneas son las más prominentes del espectro en la mayor parte de las estrellas visibles. A las estrellas con líneas más intensas se les dio el nombre de clase espectral A, las siguientes en intensidad B y así hasta la P (líneas más débiles). Otras líneas de especies neutrales e ionizadas comenzaron a ser estudiadas (líneas H y K del calcio, líneas del sodio, etc). Se descubrió que parte de las clases utilizadas en la época estaban duplicadas y estas clases fueron retiradas. Después se descubrió que el orden en el que se habían establecido las clases era erróneo y también que finalmente era necesario incluir algunos de los tipos que habían sido retirados. Por otro lado la gravedad de la estrella juega un papel menor en la formación de estas líneas.

Tipos espectrales clásicos

- Clase O: Son estrellas muy calientes y luminosas destacando en brillantes colores azules. Naos (en la constelación de Puppis) brilla con una potencia cercana a un millón de veces superior a la del Sol. Estas estrellas tienen lineas de helio ionizado y neutro muy prominentes y presentan líneas débiles de Balmer de hidrógeno. Emiten la mayor parte de su radiación en el ultravioleta.
- Clase B: Extremadamente luminosas, como Rigel en Orión, una supergigante azul. Los espectros de estas estrellas tienen líneas de helio neutral y líneas moderadas de hidrógeno. Como las estrellas O y B tienen tanta masa consumen su energía mucho más deprisa que otras estrellas más pequeñas liberando cantidades inmensas de energía y viviendo durante un corto periodo de tiempo de unos millones de años. En este tiempo no pueden alejarse demasiado de las regiones de formación estelar en las que nacen por lo que suelen presentarse en grupos de varias estrellas en lo que se conoce como asociaciones OB1, formadas en el interior de nubes moleculares gigantes. La asociación OB1 de Orión es el ejemplo más cercano.
- Clase A: Son las estrellas más comunes que observamos a simple vista. Deneb en el Cisne es una estrella de gran brillo mientras que Sirio, la estrella más brillante desde la Tierra es también una estrella de tipo A muy cercana pero no tan grande como Deneb. Las estrellas de clase A tienen pronunciadas líneas de Balmer de hidrógeno y poseen también líneas de metales ionizados.
- Clase F: Siguen siendo estrellas de gran masa y muy brillantes pero pertenecen ya a la secuencia principal. Como ejemplo podemos considerar Fomalhaut en Piscis Australis. Sus espectros se caracterizan por líneas de Balmer de hidrógeno débiles y metales ionizados. Son de color blanco con un ligero componente amarillo.
- Clase G: Son las mejor conocidas ya que nuestro Sol pertenece a esta clase siendo una estrella de tipo G2. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las F y cuentan con líneas de metales ionizados y neutros.
- Clase K: Estrellas naranja algo más frías que el Sol. Algunas de elllas son gigantes e incluso supergigantes como Antares, mientras que otras estrellas K como Alpha Centauri B pertenecen a la secuencia principal. Tienen líneas de hidrógeno muy débiles y en ocasiones algunas líneas correspondientes a metales neutros.
- Clase M: Es la más común de todas por el número de estrellas. Todas las enanas rojas pertenecen a esta clase y más del 90% de todas las estrellas son de este tipo como Próxima Centauri. La clase M también corresponde a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes como Arcturus y Betelgeuse, así como a las variables Mira. El espectro de una estrella M tiene líneas moléculas y de metales neutros pero normalmente no muestra líneas de hidrógeno. El óxido de Titanio puede formar líneas intensas en las estrellas M.

Nuevos tipos espectrales

Más recientemente la clasificación ha sido extendida con nuevos tipos espectrales resultando en la secuencia W O B A F G K M L T y R N C S donde W son estrellas de Wolf-Rayet, L y T representan estrellas extremadamente frías y de poca masa del tipo de las enanas marrones y R, N, C y S que son utilizadas para clasificar estrellas ricas en carbono.
- W: Más de 70000 K - Estrellas de Wolf-Rayet. Estas estrellas superluminosas son muy distintas a otros tipos estelares por mostrar grandes cantidades helio. Se considera que son grandes supergigantes en el final de sus vidas con su capa de hidrógeno exterior expulsada por el fuerte viento estelar causado a tan altas temperaturas. Por este motivo dejan expuesto su núcleo rico en helio.
- L: 1,500 - 2,000 K - Estrellas con masa insuficiente para desarrollar reacciones nucleares. Son enanas marrones, estrellas de poca masa incapaces de producir reacciones termonucleares de hidrógeno y que conservan intacto el litio que es destruído por reacciones termonucleares en estrellas mayores (L proviene de hecho del litio presente en estas estrellas). Estas estrellas son tan frías que emiten en el infrarrojo cercano.
- T: 1,000 K - Se trata de estrellas T Tauri, muy jóvenes y de baja masa, algunas a temperaturas tan frías como 600 K. Se trata muy probablemente de estrellas de baja masa en proceso de formación y suelen estar rodeadas de discos de acreción.
- C: estrellas de carbono. Se subdividen en los siguientes tipos: R, N y S. Se trata de gigantes rojas en el final de sus vidas.
- D: Enanas blancas, por ejemplo Sirio B. La mayoría de las estrellas terminan sus vidas perteneciendo a este tipo.

Clasificación por clases de luminosidad

En los años 40 se inició un nuevo proyecto de clasificación complementaria en el Observatorio de Yerkes. Se trataba de una clasificación basada en líneas espectrales sensibles a la gravedad estelar e introducida en el año 1943 por William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman, razón por la que en ocasiones se le conoce también como clasificación de Morgan Keenan Kellman o simplemente MKK. Al utilizarse líneas espectrales sensibles a la gravedad de la superficie se obtiene información sobre la densidad de las estrellas. Como el radio de una estrella gigante es muy superior al de una enana blanca de la misma masa la gravedad es muy diferente manifestántose en la intensidad y en la forma de las líneas espectrales. Esta clasificación no sustituye a la anterior sino que la complementa. Del mismo modo el observatorio Yerkes propuso una subdivisión de la clasificación de Harvard utilizando subíndices, por ejemplo, de la A1 a la A9. De este modo y utilizando ambos sistemas de clasificación es posible afinar en el tipo espectral. Se distinguen las siguientes clases de luminosidad:
- Objeto astronómico Categoría: Astronomía y astrofísica Categoría: Astrofísica estelar ja:スペクトル分類

Diámetro

"Un diámetro de un círculo es una recta cualquiera que pasa por el centro y que acaba en ambas direcciones en la circunferencia del círculo; esta línea recta también divide el círculo en dos partes iguales" Esta definición fue dada por Euclides de Alejandría en sus Elementos, libro I, definición 17. La relación entre la longitud de