¿Por qué centellean las estrellas?
Las estrellas realmente no centellean, sino que parecen hacerlo cuando son vistas desde la superficie de la Tierra. Las estrellas centellean en el cielo nocturno por los efectos de nuestra atmósfera. Cuando la luz de las estrellas entra en nuestra atmósfera, ésta es afectada por los vientos que hay en ella y por las áreas con diferentes temperaturas y densidades. Esto causa que la luz de la estrella centellee o parpadee cuando es vista desde la Tierra.

¿Por qué algunas estrellas son brillantes y otras débiles? Las estrellas no están todas a la misma distancia de nosotros. Algunas estrellas están más cerca y algunas más lejanas. Mientras más cerca está una estrella a nosotros, más brillante aparecerá. También, las estrellas presentan una variedad de tamaños y brillantez. Las estrellas más grandes usualmente brillan más luminosamente que las estrellas más pequeñas. Qué tan brillante una estrella aparezca en el cielo nocturno depende de su tamaño y de qué tan lejos esté de nosotros.

Estrella novas y supernovas

Novas y supernovas son estrellas que explotan liberando en el espacio parte de su material. Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular. Parece que ha nacido una estrella nueva.

Una nova es una estrella que aumenta enormemente su brillo de forma súbita y después palidece lentamente, pero puede continuar existiendo durante cierto tiempo. Una supernova también, pero la explosión destruye o altera a la estrella. Las supernovas son mucho más raras que las novas, que se observan con bastante frecuencia en las fotos.

Las novas y las supernovas aportan materiales al Universo que servirán para formar nuevas estrellas.

Novas, ¿estrellas nuevas?
Antiguamente, a una estrella que aparecía de golpe donde no había nada, se le llamaba nova, o ‘estrella nueva’. Pero este nombre no es correcto, ya que estas estrellas existían mucho antes de que se pudieran ver a simple vista.

Quizá aparezcan 10 o 12 novas por año en la Vía Láctea, pero algunas están demasiado lejos para poder verlas o las oscurece la materia interestelar.

A las novas se las observa con más facilidad en otras galaxias cercanas que en la nuestra. Una nova incrementa en varios miles de veces su brillo original en cuestión de días o de horas. Después entra en un periodo de transición, durante el cual palidece, y cobra brillo de nuevo; a partir de ahí palidece poco a poco hasta llegar a su nivel original de brillo.

Las novas son estrellas en un periodo tardío de evolución. Explotan porque sus capas exteriores han formado un exceso de helio mediante reacciones nucleares y se expande con demasiada velocidad como para ser contenida. La estrella despide de forma explosiva una pequeña fracción de su masa como una capa de gas, aumenta su brillo y, después se normaliza.

La estrella que queda es una enana blanca, el miembro más pequeño de un sistema binario, sujeto a una continua disminución de materia en favor de la estrella más grande. Este fenómeno sucede con las novas enanas, que surgen una y otra vez a intervalos regulares.



Supernovas
La explosión de una supernova es más destructiva y espectacular que la de una nova, y mucho más rara. Esto es poco frecuente en nuestra galaxia, y a pesar de su increible aumento de brillo, pocas se pueden observar a simple vista.

Hasta 1987 sólo se habían identificado tres a lo largo de la historia. La más conocida es la que surgió en 1054 y cuyos restos se conocen como la nebulosa del Cangrejo.

Las supernovas, al igual que las novas, se ven con más frecuencia en otras galaxias. Así pues, la supernova más reciente, que apareció en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran Nube de Magallanes. Esta supernova, que tiene rasgos insólitos, es objeto de un intenso estudio astronómico.

Las estrellas muy grandes explotan en las últimas etapas de su rápida evolución, como resultado de un colapso gravitacional. Cuando la presión creada por los procesos nucleares, ya no puede soportar el peso de las capas exteriores y la estrella explota. Se le denomina supernova de Tipo II.

Una supernova de Tipo I se origina de modo similar a una nova. Es un miembro de un sistema binario que recibe el flujo de combustible al capturar material de su compañero.

De la explosión de una supernova quedan pocos restos, salvo la capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso es la nebulosa del Cangrejo; en su centro hay un púlsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad.

Estrella dobles

Las estrellas dobles (o binarias) son muy frecuentes. Una estrella doble es una pareja de estrellas que se mantienen unidas por la fuerza de la gravitación y giran en torno a su centro común.

Los periodos orbitales, que van desde minutos en el caso de parejas muy cercanas hasta miles de años en el caso de parejas distantes, dependen de la separación entre las estrellas y de sus respectivas masas.

También hay estrellas múltiples, sistemas en que tres o cuatro estrellas giran en trayectorias complejas. Lira parece una estrella doble, pero a través de un telescopio se ve como cada uno de los dos componentes es un sistema binario.

En el caso de parejas muy próximas, su atracción gravitatoria puede distorsionar la forma de las estrellas, y es posible que fluya gas de una estrella a otra en un proceso llamado "transferencia de masas".

A través del telescopio se detectean muchas estrellas dobles que parecían simples. Sin embargo, cuando están muy próximas, sólo se detectan si se estudia su luz mediante espectroscopia. Entonces se ven los espectros de dos estrellas, y su movimiento se puede deducir por el efecto Doppler en ambos espectros. Estas parejas se denominan binarias espectroscópicas.

El sol como estrella

El Sol es una estrella  del tipo espectral G2 que se encuentra en el centro del Sistema Solar y constituye la mayor fuente de  radiación electromagnética de este sistema planetario.

Se formó hace 4650 millones de años y tiene combustible para 5500 millones más.

Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un billón de años en enfriarse. Se formó a partir de nubes de gas y polvo que contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas.

La estructura del Sol

Como toda estrella, 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 masivo, toda la materia que lo constituye es atraída hacia el centro del objeto por su propia fuerza gravitatoria. 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, lo que genera un equilibrio hidrostático. Estas enormes presiones se producen debido a la densidad del material en su núcleo y a las enormes temperaturas que se dan en él gracias a las reacciones termonucleares que allí acontecen. Existe, además de la contribución puramente térmica, una de origen fotónico. Se trata de la presión de radiación, nada despreciable, que es causada por el ingente flujo de fotones emitidos en el centro del Sol.

Les dejo un vídeo acerca de las estrellas, y nos cuenta que la más cercana es el Sol

Estrellas variables

Son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y son el "prototipo" de una clase de variables, como Algol (Beta Persei), algólidas, Mira (Omicron Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.

La mayoría de las estrellas tiene una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación.

Las estrellas variables de una constelación se denominan por el orden de descubrimiento si no tienen nombre propio.

Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.

• Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:
• Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
• Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
• Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.

• Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:
• Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.
• Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.

¿Que es una estrella de neutrones?

Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelarresultante del colapso gravitacional de una estrella supergigantemasiva después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic.

Las estrellas de neutrones son muy calientes y se apoyan en contra de un mayor colapso mediante presión de degeneración cuántica, debido al fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli. Este principio establece que dos neutrones (o cualquier otra partícula fermiónica) no pueden ocupar el mismo espacio y estado cuántico simultáneamente.

Evolución estelar

Se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia. Las estrellas no son inmutables, pasan por diferentes etapas dependiendo de su masa. Al final de su vida, cuando toda la masa fusionable se ha consumido, una estrella normal se puede convertir en un objeto cósmico exótico: un agujero negro, una estrella de neutrones, una supernova, una gigante roja, una enana blanca, etc.

En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Soldurante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años.
Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares.