El brillo de las estrellas o su magnitud aparente

EI brillo de una estrella es producto de su luminosidad, es decir, de la cantidad de energía luminosa

que produce. Cuando observamos las estrellas, constatamos que no se ven igualmente brillantes;

incluso hay algunas que apenas se logran ver. El brillo depende de sus temperaturas, tamaños y

distancias a la Tierra. Cuando se percibe una estrella brillante, se trata de una muy luminosa o que

está relativamente cerca de nosotros. Nuestro Sol, visto desde el planeta Plutón, aparecería muy

diferente, se vería mucho más pequeño y no más brillante que Venus visto desde la Tierra, por lo

que no llegaría a iluminarnos ni a calentarnos, como afortunadamente lo hace. El brillo que

recibimos de una estrella, o la luz que irradia hacia nosotros, es inversamente proporcional al

cuadrado de la distancia; esto quiere decir que si el Sol estuviera al doble de la distancia a la Tierra,

tendría una cuarta parte de su brillo. Es como una lámpara, para poder leer debemos estar

relativamente cerca, si nos alejamos al doble de distancia recibiríamos 4 veces menos luz.

Puesto que no todas las estrellas tienen el mismo brillo vistas desde la Tierra, se ha definido una

escala para clasificarlas de acuerdo con su intensidad: la magnitud aparente. Es importante destacar

que este sistema de magnitudes no dice cuán brillante es realmente la estrella. La magnitud aparente

es un parámetro referido a su apariencia desde la Tierra.

Figura. Cúmulo globular de las estrellas, a primera aproximación están todas a casi la misma distancia de la

Tierra. (Telescopio Espacial Hubble)

El brillo aparente es una característica que ha permitido a los astrónomos clasificar a las estrellas. El

brillo se mide en magnitudes. Si todas las estrellas estuvieran a la misma distancia, su brillo

aparente nos daría información sobre lo intensas que son, pero debido a que se hallan a distancias

muy diversas, la magnitud sólo indica la manera en que apreciamos su brillo desde la Tierra.

Recordemos que en realidad todas las estrellas son objetos similares al Sol, pero al estar situados

tan lejos, se ven como puntos de luz.

Fig. Brillo aparente de las estrellas.

En la escala de magnitudes, a diferencia de otras escalas en las que los números grandes

corresponden a componentes grandes −como la escala en decibeles para medir la intensidad del

sonido−, los números grandes se refieren a brillos tenues y los números pequeños, incluso

negativos, corresponden a brillos intensos, como nuestro Sol. En otras palabras, cuanto menor

(incluidos los números negativos) sea el valor de la magnitud de una estrella, más brillante resulta, y

viceversa. En la escala de magnitudes, una estrella muy brillante tiene una magnitud de 1 (o menor)

y la más débil que se puede ver a simple vista posee una magnitud de aproximadamente 6. Si

observamos con binoculares, captamos más luz y por ello se podrán ver estrellas con brillos más

tenues, hasta de magnitud 10, y con un gran telescopio en el espacio, hasta de magnitud 26.

En realidad, la diferencia de una unidad en la magnitud corresponde a un aumento de brillo de 2.5

veces. Por consiguiente, una estrella de magnitud 1 es 2.5 veces más brillante que una estrella de

magnitud 2, la cual es 2.5 veces más brillante que una de magnitud 3, y así sucesivamente.

Esta complicación aparente de la escala de magnitudes se debe a razones históricas. Hiparco, hace

dos mil años, clasificó a las estrellas que él observaba a simple vista con magnitudes del 1 al 6, y la

magnitud 6 se asignó a la más débil.

En los mapas de la bóveda celeste suele anexarse un cuadro en el que se señalan las magnitudes

estelares: mientras mayor es el círculo que las representa, mayor es la magnitud de su brillo.

La escala de magnitudes no es lineal. Esto quiere decir que un aumento de magnitud no implica un

aumento de brillo en la misma proporción. En realidad, nuestros ojos tampoco responden

linealmente a un aumento de luz. Por ejemplo, si estamos en un cuarto oscuro y encendemos un

foco nos damos cuenta de inmediato; en cambio, si en el mismo cuarto hubiera 20 focos encendidos

y prendemos dos más, casi no lo percibiríamos. Es decir, ante el mismo estímulo −encender un

foco−, nuestro sistema de detección luminosa responde de distinta manera, de acuerdo con la

cantidad de luz existente en el ambiente. Ésta es la razón por la que una diferencia de una magnitud

corresponde a una diferencia de 2.5 en brillo.

En la tabla de la página siguiente se muestran las magnitudes aparentes de algunas estrellas

brillantes. Cabe reiterar que debido a la forma en que se definieron las magnitudes, existen astros

más brillantes que algunas estrellas cuyas magnitudes son pequeñas; es el caso del Sol, que es la

estrella más cercana a la Tierra, y la Luna, que si bien no es una estrella pues no posee luz propia,

tiene un brillo aparente importante. En estos dos últimos casos, la magnitud llega a ser negativa (-9

y -27).

Los astrónomos emplean la denominada "magnitud absoluta", que sería el brillo de las estrellas

visto desde la Tierra si todas estuvieran a la misma distancia.

Las estrellas más cercanas

Nombre Constelación Magnitud

aparente

Sirio Can Mayor -1.42

Procyon Can Menor +0.35

Cisne Cisne +5.20

Próxima Centauri Centauro +11.10

Para determinar la magnitud absoluta o el brillo intrínseco de las estrellas, los astrónomos

cuantifican su brillo desde la misma distancia: 32.6 años luz desde la Tierra. Si el Sol estuviera a

esta distancia, en lugar de estar a sólo 8 minutos luz, su brillo bajaría de -26.7 (magnitud aparente) a

solamente +4.8 (magnitud absoluta).

La luminosidad de una estrella depende de su tamaño y de su temperatura. La magnitud absoluta es

proporcional al cuadrado del radio de la estrella, lo cual significa que una estrella con el doble del

radio de otra tendrá cuatro veces más luminosidad que la primera. Por eso las estrellas gigantes son

más brillantes que las enanas, porque la superficie que emite luz es mayor.

La fuente de energía de las estrellas

Una estrella es una enorme bola de gas caliente y luminoso. En general las estrellas giran pero,

como son gaseosas, el movimiento no es uniforme, sino más veloz en el Ecuador que en los polos.

Esto se pudo comprobar por primera vez al observar la rotación del Sol, observando las manchas

solares; las cercanas al Ecuador se mueven más rápido. Casi todas las estrellas están formadas

principalmente de hidrógeno y helio. Estos gases se mantienen densamente comprimidos en el

núcleo de la estrella, donde se produce su energía.

La fuerza de gravedad de las capas externas de una estrella ejerce una presión inmensa sobre las

internas.

¿Cuál es la fuente de energía de las estrellas?, ¿cómo se pueden mantener por tiempos

extraordinariamente largos emitiendo grandes cantidades de energía? Ante esta interrogante,

algunos astrónomos a principios del siglo XX calcularon cuánto tiempo podría vivir el Sol si

estuviera compuesto principalmente de carbono y oxígeno y estuviera ardiendo. Sabían que a cada

centímetro cuadrado de la Tierra expuesto a la luz solar le llegan unas dos calorías cada minuto

(recuerda que tú debes comer unas 3000 calorías al día para estar sano). Obtuvieron una vida media

de poco más de 30 millones de años quemando carbón o cualquier otro combustible.

Sin embargo, este cálculo no era congruente con los descubrimientos de restos fósiles cuya

antigüedad databa de miles de millones de años; era claro que el Sol era más antiguo que esos

fósiles. Tenía que haber otra explicación.

Gracias a Albert Einstein se resolvió la incógnita sobre la fuente de energía solar al explicar que la

materia se puede transformar en energía, de acuerdo con la expresión 𝐸 = 𝑚𝑐2 , donde 𝐸 y 𝑚

simbolizan la energía y la masa, respectivamente, y 𝑐2 la velocidad de la luz al cuadrado. Como

este último número es muy grande, se tiene que con poca masa es posible obtener mucha energía.

Una estrella produce energía por fusión nuclear. En el interior de las estrellas la temperatura es tan

alta −varios millones de grados− que los núcleos de los átomos chocan unos contra otros y se

combinan hasta formar nuevos elementos. En las regiones centrales de las estrellas como el Sol, los

núcleos atómicos del hidrógeno colisionan y se fusionan hasta constituir núcleos de helio. Durante

la fusión se libera una cantidad muy importante de energía que emerge de la estrella en forma de luz

y calor.

En la Tierra, en condiciones normales, los átomos de hidrógeno no se fusionan porque no chocan

entre ellos con suficiente energía. Solamente cuando se producen explosiones atómicas se puede

lograr, con consecuencias devastadoras.

Una estrella como el Sol transforma cuatro millones de toneladas de materia en energía cada

segundo. Para nosotros se trata de una cantidad muy grande, pero para una estrella es casi

insignificante.

La velocidad con que una estrella transforma materia en energía depende de la cantidad de masa

que ella contiene. Las estrellas de mayor masa agotan su combustible velocidades mucho más

grandes que las que son menos masivas, y que, a su vez, duran miles de veces menos tiempo. Esto

se debe a que en el interior de las estrellas, como las gigantes azules, la densidad, la presión y la

temperatura son mayores que en estrellas como las enanas rojas; por lo tanto, los átomos chocan

con más frecuencia y velocidad, y ello incrementa la probabilidad de que se unan núcleos de

hidrógeno y se conviertan en helio.

Noventa por ciento de la sustancia del Universo es hidrógeno y la mayor parte de la composición

química de las estrellas la constituye este elemento. Puesto que dentro de los núcleos de las estrellas

se transforma hidrógeno en helio, cuando ellas se van haciendo más viejas tienen una composición

química ligeramente distinta.

Cuando las estrellas más masivas terminan de transformar hidrógeno en helio, comienzan a

convertir helio en carbono, nitrógeno y oxígeno, sustancias que antes casi no existían. En

consecuencia, podemos imaginar los núcleos estelares como calderos donde se forman los

elementos químicos complejos a partir de los sencillos.

Figura. Reacciones termonucleares que se llevan a cabo en el interior del Sol.

Evolución estelar

Las estrellas, al igual que los humanos, nacen, crecen, se desarrollan y mueren. Sin embargo, el

ciclo de vida de las estrellas no se mide en años como es nuestro caso, sino en millones o miles de

millones de años. Éste es un intervalo extraordinariamente grande para que el hombre pueda

apreciar, dentro de los lapsos que manejamos, la evolución del ciclo de las estrellas.

Todas las estrellas nacen de la materia de una nebulosa, una nube de gas y polvo. Estas nubes de

gas y polvo se empiezan a contraer por efecto de la gravedad con tal fuerza que empiezan a darse

reacciones nucleares en lo que es el centro de la estrella, donde el hidrógeno se fusiona para

convertirse en helio. Posteriormente, el helio se convierte en elementos más pesados como carbono

u oxígeno, o en hierro como sucede en las estrellas más grandes. Con el tiempo, se acaban las

sustancias que mantienen a las estrellas encendidas y éstas se colapsan. La vida de cada estrella

depende de su masa. Las estrellas de mayor masa consumen el hidrógeno con mayor rapidez y

tienen una vida más corta. En el otro extremo, las estrellas de menor masa convierten el hidrógeno

más despacio y, por lo tanto, tienen una vida más larga. En otras palabras, las estrellas evolucionan

de acuerdo con la velocidad en la que transforman materia en energía. Esto hace que su vida

dependa de la rapidez de dicha transformación.

Durante su evolución y según su masa, las estrellas pueden ser pequeñas, medianas y grandes.

Figura. Evolución estelar de una estrella de ocho masas solares desde su formación dentro de una nube de

gas y de polvo hasta su transformación en un hoyo negro con un disco de acreción, que genera jets.

(Wikipedia)

Estrellas pequeñas. Las estrellas más pequeñas se llaman enanas. Son las que más viven pues se

agotan lentamente. Al final de sus vidas se enfrían hasta convertirse en cuerpos sin luz: estrellas

enanas negras.

Las estrellas pequeñas, al igual que todas las estrellas, se forman dentro de nubes de gas y polvo.

Son de color rojo. Por tener poca masa, menos que el Sol y más que Júpiter, que es un planeta

gigante, la presión y la temperatura en los núcleos de estas estrellas son relativamente bajas, por lo

que ellas gastan con lentitud su combustible nuclear.

La temperatura superficial de las estrellas pequeñas es de unos 2000ºC, baja en comparación con la

del Sol, una estrella mediana, que es de 6000ºC.

Como las estrellas enanas rojas agotan su "combustible" nuclear muy lentamente, viven mucho:

unas diez veces más que el Sol; es decir, unos 100 000 millones de años. Esta propiedad es clave

para comprender cómo se formó nuestra galaxia, ya que algunas estrellas deben ser tan antiguas

como ésta.

Puesto que nacen más enanas rojas y además viven mucho, son las más abundantes de todas. Por

otro lado, como la intensidad de la luz que producen es menor que la de las otras estrellas, resulta

más difícil observarlas.

Cuando las enanas rojas agotan su "combustible" nuclear, se enfrían lentamente. Este proceso dura

millones de años, hasta que se convierten en estrellas enanas negras. Son cuerpos que no emiten luz,

compuestos sobre todo de hidrógeno y helio.

Figura. Las estrellas un poco más masivas que el Sol no presentan una capa convectiva cercana a

la superficie. En cambio las estrellas enanas rojas tienen una zona convectiva que va desde el

núcleo hasta la superficie. (Sun.Org.)

Estrellas medianas. El Sol es una estrella de masa intermedia. Cuando se formó lo hizo junto con

un disco de materia que evolucionó hasta configurar planetas. Se convertirá sucesivamente en

estrella gigante roja, nebulosa planetaria y estrella enana blanca.

Las estrellas que llamamos de masa intermedia tienen entre una y ocho veces la cantidad de materia

que posee el Sol. Igual que el resto de las estrellas, se forman dentro de nubes de gas y de polvo.

Durante la mayor parte de sus vidas consumen hidrógeno en sus núcleos y en consecuencia

producen helio y energía. En esta etapa, las estrellas similares al Sol viven 10 000 millones de años.

El Sol se halla aproximadamente a la mitad de su vida.

Cuando la estrella agota su hidrógeno en el núcleo, se encoge; en virtud de ello, dicho núcleo se

calienta y alcanza una temperatura y densidad tales que comienza a transformar helio en carbono,

nitrógeno y oxígeno, con la subsecuente liberación de energía. La estrella se expande y se convierte

en una estrella gigante roja.

Una vez que las estrellas llegan a ser gigantes rojas, comienzan a oscilar y arrojan al espacio sus

atmósferas extendidas. Se transforman en nebulosas planetarias: núcleos de las antiguas estrellas

rodeados de una envolvente en expansión. Los núcleos de las antiguas estrellas, las enanas blancas,

tienen temperaturas de unos 150 000ºC. Se enfrían lentamente hasta convertirse en enanas negras.

Las envolventes que avanzan por el espacio a unos 20 kilómetros por segundo se mezclan poco a

poco con el medio interestelar que tarde o temprano formará nuevas estrellas.

Se han observado innumerables estrellas con masa similar a la del Sol durante las primeras etapas

de su formación. Se encuentran rodeadas por discos de materia que sobró de la sustancia de las

nubes que les dieron origen. A partir de ellos se formarán los cuerpos menores, como planetas y

satélites. Cerca de las estrellas "recién nacidas", las sustancias volátiles se evaporan, así que los

mundos que se constituyeron a su alrededor, por aglomeración de gases y polvos, son pequeños y

ricos en sustancias refractarias. Así, la Tierra, Mercurio y Venus poseen básicamente rocas

compuestas de silicio y hierro, a diferencia de Júpiter o Saturno, cuya composición química es más

parecida a la del Sol y a la nube que nos dio origen. La radiación de las estrellas en formación sale

en una trayectoria perpendicular al disco, ya que la estrella la absorbe y produce objetos de emisión

bipolar, como dos chorros que emergen de algunas de ellas.

Figura. Evolución de estrellas de distintas masas desde las nubes de formación estelar hasta la

secuencia principal, es este diagrama de magnitud contra tipo espectral. (Australian Observatory)

Figura. Evolución de una estrella de una masa solar en el diagrama HR. 7 arribo a la secuencia

principal, 8 evolución a una estrella gigante roja (9); 13 etapa de enana blanca. (Oregon

University)

Grandes estrellas. Las estrellas más masivas de todas "viven" miles de veces menos tiempo que el

Sol. Al final de sus "vidas", durante una explosión, se forman los elementos químicos más pesados.

Las estrellas más masivas son las gigantes azules. También son las de mayor temperatura inicial.

La superficie de una estrella gigante azul alcanza unos 50 000ºC. Estas estrellas consumen tan

rápidamente su combustible nuclear que duran 10 000 veces menos tiempo que el Sol, es decir, sólo

unos cuantos millones de años (el mismo tiempo que llevan los homínidos de existir en la Tierra).

Al término de su existencia, las estrellas gigantes azules explotan y se las conoce como supernovas.

Un estallido de supernova es tan intenso que llega a brillar más que todas las estrellas de una

galaxia juntas y, como resulta posible observarlo en galaxias muy alejadas, sirve para calcular

distancias mediante la comparación de su brillo con el de explosiones de supernovas relativamente

cercanas. Puesto que las estrellas gigantes azules son las menos abundantes de todas, sólo se

produce una explosión de supernova cada 100 años en cada galaxia.

Fig. Las explosiones de supernovas son tan brillantes como miles de estrellas juntas. Aquí se muestra una

fotografía actual de la Nebulosa del Cangrejo, que hizo explosión en 1504. (ESO)

En 1987 se descubrió la explosión de una supernova en una de las galaxias satélites de la Vía

Láctea, la Nube Mayor de Magallanes. Fue tan brillante que se pudo observar a simple vista. Los

grandes telescopios colocados en el Hemisferio Sur tuvieron que modificarse para poder observar

un objeto tan brillante. Durante la explosión también se produjeron neutrinos, partículas

subatómicas neutras que llegaron a la Tierra cientos de miles de millones después de recorrer los

250 000 años luz que nos separan de la Nube Mayor de Magallanes. Se detectaron en grandes

tanques con agua muy sensibles −inventados para ese efecto− y colocados en el fondo de minas

para evitar que se detectaran partículas similares producidas en la atmósfera terrestre cuando chocan

con ella los rayos cósmicos.

Así, elementos como el plomo o el uranio se crean durante los estallidos de supernovas. Durante

una explosión, los gases de la antigua estrella alcanzan velocidades de miles de km/seg y se

mezclan con el medio interestelar que posteriormente dará origen a nuevas estrellas.

Figura. Nube Mayor de Magallanes. (ESO)

No toda la materia que forma a las supernovas explota, una parte cae al centro y así se crea un

objeto colapsado que puede ser una estrella de neutrones o un hoyo negro. De ese modo, si el

núcleo que resta de la supernova tiene entre 1.4 y 3 masas solares, se forma una estrella de

neutrones. Estas estrellas están hechas de un material muy denso, giran de prisa y emiten ondas de

radio (microondas); parecen parpadear porque poseen regiones más brillantes que desaparecen y

vuelven a observarse conforme la estrella rota; por esta razón se les llama pulsares. Si el núcleo

resultante de la supernova es mayor que tres masas polares, se colapsará hasta formar un hoyo

negro: algo tan extraordinariamente denso que su gravedad absorberá todo, incluso la luz; por lo

que son invisibles, de ahí su nombre.

Figura. Agujero negro, objeto que absorbe todo lo que se le acerca y deforma el espacio tiempo que está en

su vecindad. (NOVA)