Las Estrellas







INTRODUCCIÓN


El análisis del sistema solar cubre magnitudes espaciales superiores a nuestra capacidad de consideración. La Tierra está a 150 millones de kilómetros del Sol; Plutón se encuentra a unos 6.000 millones, y la mayoría de los cometas, en el afelio, mucho más lejos todavía.

Si salimos ahora del imperio de nuestro sistema planetario, sumergiéndonos en las inmensidades del espacio,tratando de aproximarnos a otros sistemas lejanos, cuyos soles sóo podremos distinguir como puntitos de luz llamados estrellas. Pero para alcanzar este nuevo plano de las realidades del cosmos es preciso dar algo parecido a un salto en el vacío, y adaptarnos a unas distancias y a unas magnitudes en general fuera de toda posible ponderación; que, por otra parte, no han sido ni podrán ser alcanzadas por ingenios humanos, ni sus objetos pueden ser convertidos en imágenes extensas por nuestros telescopios, ya que - no lo olvidemos - a través del más poderoso instrumento del mundo una estrella sigue viéndose como un simple punto brillante, sin tamaño alguno aparente.

Basta una simple contemplación de los paisajes celestes para darse cuenta de que las estrellas nos ofrecen muy distintos aspectos: unas son más brillantes que otras, en determinadas zonas aparecen arracimadas en gran n$uacute;mero, mientras otros sectores del cielo parecen más vacíos.

Una mirada atenta nos descubre también que las estrellas son de distintos colores, aunque las diferencias son sutiles: hay estrellas blancas, azuladas, amarillentas, anaranjadas, rojizas. Hasta unas pocas nos parecen verdosas o tienden hacia el violeta. Un observador experto del cielo encontrará un placer indefinible en ir determinando estas suavísimas diferencias de tono.

Pero la impresión más subyugante del cielo estrellado es la que nos habla de su lejanía e inaccesibilidad. Esa misma impresión debió sentir el hombre prehistórico. No se intuye como posible «tocar» las estrellas, ni siquiera acercarse a ellas. Parece que no es posible encontrar orden u orientación en medio de tanta grandeza. Y sin embargo la infatigable curiosidad humana ha logrado clasificar las estrellas, poner orden en medio del abigarramiento casi indescriptible del cielo estrellado.



ESTRELLAS MÁS BRILLANTES




El número de estrellas que vemos no sólo depende de su distancia, sino de subrillo intrínseco. Hay estrellas que nos parecen sumamente brillantes y que se encuentran a centenares de años-luz de nosotros, y otras que distan menos de diez años-luz que solamente resultan visibles a través del telescopio.Cuando nos encontramos sumidos en una noche oscura, lejos de las luces de la ciudad, nos subyuga el espectáculo del cielo tachonado de estrellas.

Nuestra primera impresión es de que son innumerables, aunque la verdad es que, con un poco de paciencia, podríamos contarlas en una operación que duraría unas dos horas (no lo lograríamos del todo, porque en el entretanto muchas de ellas se habrían ocultado en el horizonte, y otras tantas habrín surgido de él). Pero en realidad el número de estrellas que puede captar con sus propios medios la vista humana no es muy grande: en una noche dada tenemos sobre la bóveda del cielo unas 3.000 estrellas observables a simple vista; las que están bajo el horizonte - muchas de las cuales pueden verse a otras horas, o en otra 6eacute;poca del año - son otras tantas. Un astronauta, sin estorbos atmosféricos de ninguna clase, podría contar hasta 10.000 estrellas.

Un primer intento de ordenar el indescriptible caos que vemos en el cielo puede basarse en su brillo aparente. Podemos distinguir desde estrellas francamente brillantes, capaces de verse ya desde el medio crepúsculo, hasta otras tan débiles que en la noche más cerrada tenemos que esforzar la vista para adivinarlas vagamente. Las primeras son estrellas de la primera magnitud y las segundas son de sexta magnitud. Esta sistema de división en magnitudes fue empleado por Hiparco de Samos, que realizó el primer catálogo de estrellas hace casi 2.200 años; y se impuso a lo largo de los siglos, de modo que hoy es ya imposible prescindir de él. Aunque teóricamente una estrella de una magnitud es doblemente más brillante que otra de la magnitud siguiente, la moderna fotometría precisa que la proporción real es de 2,5 (más exactamente 2,512). Así se establece una progresión geométrica en los órdenes de magnitudes, de suerte que una estrella de primera magnitud es 2,512 veces más brillante que una de segunda, 6,310 veces más brillante que una de tercera, 15,852 veces más brillante que una de cuarta, 39,818 veces más brillante que una de quinta, y exactamente 100 veces más brillante que una de sexta. Una buena regla: una estrella determinada es cien veces más brillante que otra cinco magnitudes más débil.

Ésa es también la diferencia que existe, más o menos, entre la mayoría de las estrellas más brillantes que vemos en el cielo y las más débiles que podemos distinguir a simple vista en una noche oscura. Pero hay algunas muy aisladas que brillan todavía más que el promedio de las más brillantes, y se les asigna la magnitud cero; y existen aún tres estrellas más brillantes que la magnitus cero (Sirio, Canopus y el Alfa de Centauro), a las que se concede una magnitud negativa. Prolongando la escala en sentido negativo, podemos evaluar que Venus alcanza la magnitud -4, la luna llena la magnitud -13, y el Sol la magnitud -26,7.

Unos buenos prismáticos pueden alcanzar hasta la magnitud 9 6oacute; 10; un telescopio de aficionado hasta las 12 ó 14, según los casos, y un gran telescopio hasta la 19 ó 20. Una placa fotográfica muy sensible y sometida a condiciones muy especiales, puede registrar, utilizando los mayores disponibles, hasta la magnitud 25.

Cuanto más débil es la magnitud, mayor es el número de estrellas que en su nivel encontramos. Hay unas 50.000 estrellas de la octava magnitud, más de un millón de la décima y unos 400 millones de la vigésima. El número total de estrellas que puede captarse por medio de sensores fotográficos es de unos 10.000 millones. Esta suma no llega ni a la veinteava parte del número real de estrellas que hay solamente en nuestra galaxia.

Pero el brillo aparente de una estrella no siempre está en relación con su brillo real, porque las distancias a que se encuentran aquellos lejanos focos de luz son muy diferentes. Pude darse el caso -y de hecho se da con mucha frecuencia- de que una poderosa estrella distante nos parezca más pálida que otra débil y cercana. Canopus emite 50.000 veces más luz que Sirio, y sin embargo esta última nos parece doblemente más luminosa. La S del Dorado es quizá la estella más brillante que se conoce, y sin embargo no se distingue a simple vista. Conviene recordar que la intensidad aparente de un cuerpo luminoso varía en razón inversa del cuadrado de su distancia.

Por eso una cosa es el brillo aparente y otra muy distinta el brillo real. Para dar valor a este último se ha arbitrado el concepto de magnitud absoluta. Es éta la magnitud que tendría cada estrella si pudiéramos colocarla a una distancia de 10 parsecs (es decir, a 32,6 años-luz). Es lógico que las estrellas más cercanas, al ser alejadas a esa distancia, nos parecerían más débiles, y las lejanas, al ser acercadas a esa distancia común, nos parece´ían mucho más brillantes. L gran mayoría de las estrellas que vemos están más lejos que esos 32,6 años-luz; de lo cual se deduce que, en un catálogo de estrellas, casi todas poseen una magnitud absoluta más brillante que la magnitud visual.


TABLA DE LAS ESTRELLAS MÁS BRILLANTES

(Hasta la Magnitud Aparente 2,0)


( Las estrellas relacionadas en esta tabla son las más brilantes para un observador situado en una latitud de 37º norte ).



Nombre y número en el catálogo Otro nombre Posición (2000,0) Magnitudes Distancia (años-luz) Radio
Sol=1
ascensión recta
(h. m. s.)
declinación
(º ' ")
Visual Aparente Absoluta
Sol Sol variable variable -26,7 4,8 8,33 min-l 1
9 a CMa Sirio 6 45 09 -16 42 58 -1,5 1,4 9 1,8
a Car Canopus 6 23 57 -52 41 42 -0,7 -8,5 1.170 210
3 a Lyr Vega 18 36 56 +38 47 01 0,14 0,6 26 2,4
13 a Aur Capella 5 16 41 +45 59 53 0,21 -0,6 42 12
16 a Boo Arcturus 14 15 40 +19 10 57 0,24 -0,2 36 30
19 b Ori Rigel 5 14 31 -8 12 06 0,34 -5,8 910 42
58 a Ori Betelgeuse 5 55 10 +7 24 26 0,5 -5,6 310 ---
10 a CMi Proción 7 39 18 +5 13 30 0,53 2,8 11 2,0
53 a Aql Altair 19 50 47 +8 52 06 0,89 2,4 17 1,3
87 a Tau Aldebarán 4 35 55 +16 30 33 1,06 -0,1 68 60
78 b Gem Pollux 7 45 19 +28 01 34 1,21 1,2 36 16
67 a Vir Spica 13 25 12 -11 09 41 1,21 -2,6 260 8
21 a Sco Antares 16 29 24 -26 25 55 1,23 -4,0 330 480
24 a PsA Formalhaut 22 57 39 -29 37 20 1,29 2,0 22 1,6
50 a Cyg Deneb 20 41 26 +45 16 49 1,33 -5,2 1.830 42
32 a Leo Regulus 10 08 22 +11 58 02 1,4 -0,6 85 ---
21 e CMa Adhara 6 58 38 -28 58 20 1,5 -4,4 490 ---
24 g Ori Bellatrix 5 25 08 +6 20 59 1,6 -3,6 360 ---
66 a Gem Castor 7 34 36 +31 53 18 1,6 1,2 46 ---
35 g Sco Shaula 17 33 36 -37 06 14 1,6 -3,0 270 ---
112 b Tau Elnath 5 26 18 +28 36 27 1,7 -1,6 130 ---
a Gru Al Na´ir 22 08 14 -46 47 40 1,7 -1,1 68 ---
33 a Per Mirfak 3 24 19 +49 51 40 1,8 -4,6 620 ---
50 z Ori Alnitak 5 40 46 -1 56 34 1,8 -5,9 1.110 ---
24 g Vel --- 8 09 32 -47 20 12 1,8 --- --- ---
50 a UMa Dubhe 11 03 44 +61 45 03 1,8 0,2 75 ---
77 e UMa Alioth 12 54 02 +55 57 35 1,8 0,4 62 ---
20 e Sgr Kaus Australis 18 24 10 -34 23 05 1,9 -0,3 85 ---
J Sco --- 17 37 19 -42 59 52 1,9 -5,6 910 ---
85 y UMa Alkaid 13 47 32 +49 18 48 1,9 -1,7 110 ---
25 d CMa --- 7 08 23 -26 23 36 1,9 -8,0 3.070 ---
24 g Gem Alhena 6 37 43 +16 23 57 1,9 0,0 85 ---
34 b Aur Menkalinan 5 59 32 +44 56 51 1,9 0,6 72 ---
16 b Cet Deneb Kaitos 0 43 35 -17 59 12 2,0 0,2 68 ---
13 a Ari Hamal 2 07 10 +23 27 45 2,0 -0,1 85 ---
1 a UMi Polaris 2 31 50 +89 15 51 2,0 -4,6 150 ---
2 b CMa Mirzam 6 22 42 -17 57 22 2,0 -4,8 720 ---
30 a Hya Alphard 9 27 35 -8 39 31 2,0 -0,2 85 ---
34 s Sgr Nunki 18 55 16 -26 17 48 2,0 -0,2 210 ---





ESTRELLAS MÁS PRÓXIMAS




Volvamos por un momento a las ingenuas comparaciones gráficas. Si imaginamos que el Sol tiene el tamaño de una cereza, la Tierra será un granito de arena situado a metro y medio de distancia. Coloquemos este sistema en miniatura en el centro de Madrid. De acuerdo con esta escala, ¿dónde quedaría la estrella más próxima?. A la estrella más próxima, del tamaño de otra cereza -el Alfa de Centauro-, habría que situarla en las proximidades de Tarragona. O dicho de otra forma, el Sol se encuentra de nosotros a una distancia aproximada de 8 minutos-luz; el Alfa de Centauro está a 4,3 años-luz. Nos limitamos a la estrella más cercana, porque la Polar está a 150 años-luz, Rigel a 910 años-luz, la Epsilon de Auriga a 3.400 años-luz, y las estrellas que bordean las lejanías de nuestra galaxia a cien mil años-luz.

El año-luz, aunque tiende a ser suprimido como unidad de medida por la Unión Astronómica Internacional, es un valor sumamente gráfico, si no para intuir las distancias entre las estrellas, cuando menos para provocar nuestra admiración. La luz, como es bien sabido, recorre 300.000 kilómetros por segundo, y podría dar 8 vueltas al mundo por cada latido de nuestro corazón; pero tarda años, siglos o milenios en llegar de unas estrellas a otras.

Otra unidad astronómica para medir distancias interestelares es el parsec. La paralaje anua es la desviación sobre el fondo del cielo que experimenta la posición de una estrella como consecuencia del movimiento de la Tierra. Esta desviación es pequeñísima, y ni aun para las estrellas más cercanas alcanza un segundo de arco. Las medidas en parsecs, muy frecuentes en astronomía, tienen una base más técnica que las hechas en años-luz; pero estas últimas resultan mucho más gráficas y expresivas, de modo que serán las que utilicemos con más frecuencia.

Dadas las fabulosas extensiones del mundo estelar, puede resultar sorprendente que el ser humano haya conseguido saber tantas cosas sobre él. Es un logro atribuible en parte a su genio y en parte a una serie de circunstancia y hasta de casualidades. Por de pronto, si la Tierra no se desplazase sobre una órbita cuyo eje mayor mide trescientos millones de kilómetros, no sería posible calcular la paralaje, y por tanto la distancia. Cierto que las medidas trigonométricas sólo nos sirven para hallar las distancias de las estrellas más cercanas; pero siempre van apareciendo, tal vez cuando menos se los esperaba, nuevos indicativos que nos permiten, una y otra vez, seguir adelante, esto es, evaluar distancias cada vez mayores, siempre que conozcamos otras distancias previas; y esto es justamente lo que ocurre.

En una esfera de diez años-luz en torno a nosotros se encuentran nueve estrellas (incluido el Sol). En una esfera de 15 años-luz se encuentran ya 33; y en un entorno de 20 años-luz, las estrellas que existen pasan ya del centenar. Esto nos proporciona una cierta idea de la densidad media de la población estelar; en general, la distancia de una estrella a la más cercana es del orden de los 4,5 años-luz (la distancia del Sol a la estrella más cercana es de 4,3 años-luz); pero esta densidad es sólo válida para la región de la Galaxia en que nos encontramos: hay zonas de población mucho más densas y otras mucho más despobladas. Nuestro entorno no figura precisamente entre los de mayor densidad estelar; y esta circunstancia, que a primera vista nos pudiera parecer una «mala suerte», es en realidad muy afortunada, ya que, sin dejar de permitirnos ver un número suficiente de estrellas cercanas, nos deja entre el medio interestelar y la luz difusa del cielo los espacios o «huecos» suficientes para que podamos llegar con nuestros medios de observación hasta los espacios más remotos del cosmos. Esto no sería posible en el centro de la galaxia, o en un cúmulo globular.


TABLA DE LAS ESTRELLAS MÁS CERCANAS



Número de orden Nombre Posición (2000,0) Magnitudes Distancia (años-luz) Luminosidad (Sol=1)
ascensión recta
(h. m. )
declinación
(º ' )
Visual Aparente Absoluta
1 Sol variable variable -26,72 4,85 8,33 min-luz 1,0
2 Proxima Cen
14 32 -62 49 11,05 15,49 4,24 0,00006
a Cen A 14 42 -60 59 -0,01 4,37 4,34 1,6
a Cen B 1,33 5,71 0,45
3 Estrella de Barnard 17 58 +04 36 9,54 13,22 5,97 0,00045
4 Wolf 359 10 59 +06 54 13,53 16,65 7,76 0,00002
5 Lalande 21185 11 06 +35 51 7,50 10,50 8,22 0,0055
6 Luyten 726-8 1 39 -17 49 12,52 15,46 8,42 0,00006
7 Sirius A a CMa 6 46 -16 45 -1,46 1,42 8,64 23,5
Sirius B 8,3 11,2 0,003
8 Ross 154 Sgr 18 52 -23 46 10,45 13,14 9,46 0,00048
9 Ross 248 And 23 42 +44 21 12,29 14,78 10,37 0,00011
10 e Eri 3 34 -09 22 3,73 6,14 10,76 0,30
11 Ros 128 Vir 11 50 +00 41 11,10 13,47 10,96 0,00036
12 61 Cyg A 21 08 +38 50 5,22 7,56 11,09 0,082
26 Cyg B 6,03 8,37 0,039
13 e Ind 22 06 -56 37 4,68 7,00 11,22 0,14
14 BD +43 43 AAnd 10 21 +43 39 8,08 10,39 11,25 0,0061
BD +43 44 B 11,06 13,37 0,00039
15 Luyten 789-6 22 41 -15 12 12,18 14,49 11,25 0,00014
16 Proción a CMi 7 39 +5 13 0,4 2,6 11,3 .
17 Struve 2298 . . . . 11,6 .
18 Groombridge 34 . . . . 11,7 .
19 t Cet . . . . 11,8 .
20 Lacaille 8760 . . . . 11,9 .
21 BD +5º 1668 . . . . 12,4 .
22 Luyten 725-32 . . . . 12,5 .
23 Estrella de Kapteyn . . . . 13,0 .




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