Tipos de astros

De Bestiario del Hypogripho
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Por cuerpo celeste o astro se hace referencia a cualquier objeto astronómico individual.

Este artículo tiene como finalidad recopilar y clasificar todos los tipos de cuerpos celestes de la realidad y la ficción, e intentando seguir un punto de vista no-antropocéntrico.

Meteoroides[editar]

Un meteoroide es un cuerpo menor de, aproximadamente, entre 100 µm hasta 50 m (de diámetro máximo). El límite superior de tamaño, 50 m, se emplea para diferenciarlo de los cometas y de los asteroides, mientras que el límite inferior de tamaño, 100 µm, se emplea para diferenciarlo del polvo cósmico; no obstante, los límites de tamaño no suelen usarse muy estrictamente siendo ambigua la designación de los objetos que se encuentren cercanos a estos límites.

Asteroides[editar]

Un asteroide es un cuerpo celeste rocoso, más pequeño que un planemo y mayor que un meteoroide. Estos son distinguidos de los cometas por su composición principalmente rocosa y su usualmente baja excentricidad orbital.

Asteroides por grupo espectral[editar]

  • Grupo espectral S: Asteroides mayormente silicatados.
Los asteroides del tipo S representan alrededor del 17 % de los asteroides conocidos y tienen un albedo promedio de 0,14. Contienen metales en su composición y están formados fundamentalmente por silicio.
  • Grupo espectral C: Asteroides mayormente carbonáceos
Los asteroides del tipo C tienen un albedo menor que 0,04 y constituyen más de la mitad de los asteroides conocidos. Son extremadamente oscuros y semejantes a meteoritos. Contienen rocas con un elevado porcentaje de carbono.
  • Grupo espectral X: Asteroides mayormente metálicos.
Los asteroides del tipo M son brillantes (albedos entre 0,10 y 0,18), ricos en metales (principalmente níquel y hierro) y parecen proceder del núcleo de asteroides diferenciados.

Planemos[editar]

Un planemo es un objeto astronómico de masa planetaria y forma esférica. Es objeto más grande que un asteroide de forma irregular, pero no tanto como para generar reacciones nucleares que lo conviertan en una estrella.

Planemos por composición[editar]

Planemos rocosos[editar]

Planemos constituidos principalmente por materiales silicatados, carbonáceos y metálicos.

  • Planemos de silicatos:
Principalmente constituidos por silicatos. Relación C/O inferior a 0,1.
  • Planemos de carbonatos:
Principalmente dominados por carbonatos. Relación C/O entre 0,1 y 1.
  • Planemos de carburos:
Principalmente dominados por carburos. Relación C/O entre 1 y 10.
  • Planemos de carbono:
Principalmente constituidos por carbono. Relación C/O superior a 10.
  • Planemos de hierro:
El hierro y el níquel constituyen más del 50% de la masa del planeta.

Planemos de hielo[editar]

Planemos constituidos principalmente por materiales volátiles en estado sólido, líquido o gaseoso.

  • Planemos de agua:
El principal volátil presente es el agua.
  • Planemos de amoniaco:
El principal volátil presente es el amoniaco.
  • Planemos de metano:
El principal volátil presente es el metano.

Planemos de gas[editar]

Planemos constituidos principalmente por hidrógeno y helio.

  • Planemos de hidrógeno:
El principal elemento presente es el hidrógeno.
  • Planemos de helio:
El principal elemento presente es el helio.

Planemos por masa y tamaño[editar]

Planetoides[editar]

Pequeños planemos semi-redondeados con masa 2.4E+17 a 2.4E+20 kg.

Planemos terreos[editar]

Planemos redondeados con 0,00004 a 4 masas terrestres.

Planemos gigantes[editar]

Grandes planemos con 4 masas terrestres a 4000 masas terrestres.

Planemos por formación y órbita[editar]

Protoplanetas[editar]

Los protoplanetas son planemos presentes en discos protoplanetarios, generalmente en proceso de formación o enfriamiento.

Planetas sensu stricto[editar]

Los planetas son planemos en órbita estable alrededor de una estrella o remanente estelar, que han limpiado la vecindad de su órbita de planetesimales o, lo que es lo mismo, tienen dominancia orbital.

Planetas enanos[editar]

Los planetas enanos son planemos en órbita estable alrededor de una estrella o remanente estelar, que no han limpiado la vecindad de su órbita.

Planetas interestelares[editar]

Los planetas interestelares son planemos que vagan fuera de los sistemas planetarios. También son conocidos como planetas vagabundos.

Planemos satélites[editar]

Los planemos satélite en orbitan alrededor de un planemo de mayor masa.

Planetares[editar]

En astronomía, un planetar puede ser uno de estos dos cuerpos:

  • Una enana marrón - un objeto intermedio entre un planeta y una estrella - pero con una formación similar a la de un planeta.
  • Una subenana marrón - cuerpos masivos más fríos que las enanas marrones que no orbitan a una estrella.

Han sido propuestas ambas definiciones, pero ninguna ha sido ampliamente adoptada por la comunidad científica astronómica y planetaria. El término es una acrónimo: planet + star (planeta + estrella en inglés).

Sub-enanas marrones[editar]

Una sub enana marrón es un objeto de masa planetaria cuya masa es menor que la masa mínima límite para una enana marrón (alrededor de 13 veces la masa de Júpiter). A diferencia de las enanas marrones adecuadas, no son suficientemente masivas como para la fusión del deuterio.

Enanas marrones[editar]

Las enanas marrones son objetos subestelares con 13 veces la masa de Júpiter a 0,08 veces la masa del Sol, que tienen una masa insuficiente para llevar a cabo reacciones de fusión nuclear continuas, en ciclos homogéneos y duraderos, si bien puede presentar reacciones de fusión nuclear discontinuas y en ciclos heterogéneos.

Enanas marrones por clase espectral[editar]

  • Clase espectral Y:
Enanas marrones de coloración marrón o completamente negra y temperaturas efectivas entre los 500 y 600 K.
  • Clase espectral T:
Enanas marrones más cálidas de coloración tenue rosado-magenta.
  • Clase espectral L:
Enanas marrones todavía más cálidas de coloración tenue rojiza.
  • Clase espectral M:
Las enanas marrones más cálidas, con coloración roja. A veces consideradas como enanas rojas tardías (y por tanto, estrellas propiamente dichas) por parte de algunos científicos.

Estrellas[editar]

Diagrama de masa-espectro-luminosidad estelar.

Estrellas por tipo espectral[editar]

  • Tipo M tardío:
Estrellas rosadas o rojizas. Muchas veces consideradas enanas marrones por su baja masa y temperatura (y no enanas rojas, estrellas sensu stricto).
  • Tipo M:
Estrellas rojizas a anaranjadas. Comparativamente frías.
  • Tipo K:
Estrellas anaranjadas a amarillentas.
  • Tipo G:
Estrellas amarillentas claras.
  • Tipo F:
Estrellas blanco-amarillentas muy claras.
  • Tipo A:
Estrellas blanco-azuladas muy claras.
  • Tipo B:
Estrellas blanco-azuladas claras.
  • Tipo O:
Estrellas blanco-azuladas con alto dominio de la zona ultravioleta. Muy calientes.

Estrellas por tamaño y luminosidad[editar]

  • Clase 0 o Ia+:
Estrellas hipergigantes y supergigantes extremadamente luminosas.
  • Clase Ia:
Estrellas supergigantes luminosas.
  • Clase Iab:
Estrellas supergigantes luminosas de tamaño intermedio.
  • Clase Ib:
Estrellas supergigantes menos luminosas.
  • Clase II:
Estrellas gigantes brillantes.
  • Clase III:
Estrellas gigantes normales.
  • Clase IV:
Estrellas subgigantes.
  • Clase V:
Estrellas de la secuencia principal (enanas).
  • Clase VI:
Estrellas subenanas.
  • Clase VII o D:
Enanas blancas.

Estrellas hipotéticas[editar]

Cuasiestrellas[editar]

Una quasi estrella (también llamada estrella de agujero negro) es un tipo hipotético de estrella extremadamente masiva que pudo haber existido muy temprano en la historia del Universo. A diferencia de las estrellas modernas, que funcionan con la fusión nuclear en sus núcleos, la energía de una quasi-estrella provendría de material que cae en un agujero negro central.

Se predice que se forma una quasiestrella cuando el núcleo de una protoestrella grande se colapsa en un agujero negro durante su formación y las capas externas de la estrella son lo suficientemente masivas como para absorber el estallido de energía resultante sin ser expulsadas (como ocurre con las supernovas modernas). Tal estrella tendría que tener al menos 1000 masas solares (2 × 1033 kg). Las estrellas de este tamaño solo podían formarse al principio de la historia del Universo antes de que el hidrógeno y el helio estuvieran contaminados por elementos más pesados.

Estrellas de bosones[editar]

Una estrella de bosones es un objeto astronómico hipotético formado a partir de partículas llamadas bosones (las estrellas convencionales se forman principalmente a partir de protones, que son fermiones pero también constan de núcleos de helio-4, que son bosones). Para que exista este tipo de estrella, debe haber un tipo estable de bosón con interacción autorrepulsiva; una posible partícula candidata es el "axión" todavía hipotético (que también es candidato para las partículas de "materia oscura no bariónica" aún no detectadas, que parecen componer aproximadamente el 25% de la masa del Universo ).

Está teorizado que a diferencia de las estrellas normales (que emiten radiación debido a la presión gravitacional y la fusión nuclear), las estrellas de bosones serían transparentes e invisibles. La inmensa gravedad de una estrella de bosón compacta doblaría la luz alrededor del objeto, creando una región vacía que se asemeja a la sombra del horizonte de eventos de un agujero negro. Como un agujero negro, una estrella de bosones absorbería materia ordinaria de su entorno, pero debido a la transparencia, la materia (que probablemente se calentaría y emitiría radiación) sería visible en su centro. Las simulaciones sugieren que las estrellas de bosones en rotación serían toroides, o "en forma de rosquilla", ya que las fuerzas centrífugas darían esa forma a la materia bosónica.

Estrellas oscuras[editar]

Una estrella oscura es un tipo de estrella que pudo haber existido en el universo al inicio de la formación de estructuras, antes de que las estrella convencionales fueran capaces de formarse. Las estrellas estarían compuestas principalmente por materia ordinaria, pero con una alta concentración de neutralinos de materia oscura, generando calor a través una reacción similar a la cadena protón-protón, pero mediante de la aniquilación de partículas de materia oscura. Este calor evitaría que tales estrellas colapsaran en los tamaños compactos de las estrellas modernas, y por lo tanto, prevendría la fusión nuclear entre los átomos de materia ordinaria.

Remanentes estelares[editar]

Remanentes estelares de existencia comprobada[editar]

Agujeros negros[editar]

Un agujero negr​ es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada como para generar un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. Los agujeros negros pueden ser capaces de emitir un tipo de radiación, la radiación de Hawking, conjeturada por Stephen Hawking en la década de 1970. La radiación emitida por algunos agujeros negros no procede del propio agujero negro sino de su disco de acreción.

La gravedad de un agujero negro, o «curvatura del espacio-tiempo», provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es previsto por las ecuaciones del campo de Einstein. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del universo, y a partir de él ninguna partícula puede salir, incluidos los fotones. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En la década de 1970, Stephen Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros.

Enanas blancas[editar]

Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor que 10 masas solares ha agotado su combustible nuclear, y ha expulsado mucho de esta masa en una Nebulosa planetaria. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes del universo.

Las enanas blancas pueden ser definidas como estrellas frías estables, mantenidas por la repulsión debida al principio de exclusión entre electrones.

Estrellas de neutrones[editar]

Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. 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.

Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares, con un radio correspondiente aproximado de 12 km.

Magnetares[editar]

Un magnetar o magnetoestrella es un tipo de estrella de neutrones alimentada con un campo magnético extremadamente fuerte. Se trata de una variedad de púlsar cuya característica principal es la expulsión, en un breve período (equivalente a la duración de un relámpago), de enormes cantidades de alta energía en forma de rayos X y rayos gamma. El campo magnético deteriora la potencia de emisión de la radiación electromagnética de alta energía, principalmente los rayos X y los rayos gamma.

Los rayos gamma están formados por fotones pertenecientes al extremo más energético del espectro electromagnético, seguidos de los rayos X y, a continuación, de los rayos ultravioleta. Si los rayos X expulsados por el magnetar son de alta intensidad recibe entonces el nombre de Púlsar Anómalo de Rayos X, (del inglés: Anomalous X-ray Pulsars, o su acrónimo AXPs). Si los rayos expulsados pertenecen al espectro gamma de más alta intensidad, reciben el nombre de Repetidores de Gamma Suave, (o SGRs siglas del inglés de: Soft Gamma Repeater).

Pulsares[editar]

Un púlsar (del acrónimo en inglés de pulsating star, 'estrella pulsante')​ es una estrella de neutrones que emite radiación periódica muy intensa a intervalos cortos y regulares. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.

Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo; un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de hasta 70.000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran tan rápidamente se expanden en su ecuador debido a esta velocidad vertiginosa. Esto también implica que estas estrellas tengan un tamaño de unos pocos miles de metros, entre 10 y 20 kilómetros, ya que la fuerza centrífuga generada a esta velocidad es enorme y solo el potente campo gravitatorio de una de estas estrellas (dada su enorme densidad) es capaz de evitar que se despedace.

El efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su intensísimo campo magnético (generado por los protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a semejantes velocidades) causa que las partículas que se acercan a la estrella desde el exterior (como, por ejemplo, moléculas de gas o polvo interestelar), se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella. Por ello, los polos magnéticos de una estrella de neutrones son lugares de actividad muy intensa. Emiten chorros de radiación en el rango del radio, rayos X o rayos gamma, como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa y muy colimada.

Remanentes estelares hipotéticos[editar]

Agujeros grises[editar]

Una estrella Q, también conocida como agujero gris , es un tipo hipotético de estrella de neutrones compacta y pesada con un estado exótico de la materia. Una estrella así puede ser más pequeña que el radio de Schwarzschild de la estrella progenitora y tener una atracción gravitacional tan fuerte que parte de la luz, pero no toda, no puede escapar.

Tipos de estrellas-Q:

  • Q-bolas supersimétricas.
  • B-bolas, Q-bolas estables con un gran número de bariones B. Pueden existir en estrellas de neutrones que han absorbido Q-bolas.

Enanas negras[editar]

Una enana negra es un astro hipotético resultante del consumo completo de la energía térmica de una enana blanca. Sería un cuerpo frío e invisible en el espacio. Se cree que el universo no tiene la suficiente edad (tiene 13.700 millones de años) para albergar una de estas estrellas. Encontrar una estrella de este tipo sería muy difícil, ya que no emite luz y su emisión de energía es indetectable. Una forma sería detectar su campo gravitatorio.

Estrellas de hierro[editar]

En astronomía, una estrella de hierro es un tipo hipotético de estrella que podría darse en el Universo dentro de 101500 años asumiendo que el protón no se desintegre. La premisa detrás de ellas es que por un lado los núcleos ligeros de la materia normal acabarían por fusionarse debido al efecto túnel en hierro, más concretamente en hierro-56 (su isótopo más estable y también el elemento más estable de la naturaleza), y por otro que reacciones de fisión y emisión de partículas alpha acabarían por convertir los núcleos más pesados también en hierro, con el resultado de que los cuerpos de masas comparables a las de una estrella existentes por entonces quedarían convertidos en frías esferas de hierro.

Estrellas de preones[editar]

Una estrella de preones es una hipotética estrella compacta formada por preones, unas partículas subatómicas teóricas que compondrían los quarks y leptones. Se predice que las estrellas de preones poseerían enormes densidades, del orden de 1020 g/cm³, una densidad intermedia entre las estrellas de quarks y los agujeros negros. Las densidades son tan gigantescas que una estrella de preones que tuviera la masa de la Tierra tendría el tamaño de una pelota de tenis.

Esta clase de objetos podrían ser detectados, en principio, mediante lentes gravitacionales o con rayos gamma. La existencia de las estrellas de preones podría explicar algunas incongruencias observacionales que actualmente se solucionan mediante la hipótesis de la materia oscura. Las estrellas de preones se originarían a causa de explosiones de supernova o en el big bang, aunque sería bastante complicado explicar la formación de estos objetos tan pesados y compactos.

Sin embargo, las observaciones actuales de los aceleradores de partículas hablan en contra de la existencia de preones, o al menos no dan prioridad a su investigación, ya que, el único detector de partículas actualmente capaz de explorar energías muy altas (el gran colisionador de hadrones) no está diseñado específicamente para esto y su programa de investigación se dirige hacia otras áreas como el bosón de Higgs, el plasma de quarks-gluones y pruebas relacionadas con la física más allá del Modelo Estándar.

En la relatividad general, si la estrella colapsa a un tamaño más pequeño que su radio de Schwarzschild, un horizonte de sucesos existirá en ese radio y la estrella se convertiría en un agujero negro. Así, el tamaño de una estrella de preones puede variar alrededor de 1 metro con una masa absoluta de 100 tierras al tamaño de un guisante con una masa aproximadamente igual a la de la Luna.

Estrellas de quarks[editar]

El término estrella de quarks es usado para denominar un tipo de estrella exótica en la cual, debido a la alta densidad, la materia existe en forma de quarks desconfinados. Lo anterior es comúnmente llamado un plasma de quarks-gluones.

Este estado de la materia podría encontrarse en regiones internas de estrellas de neutrones, o bien componer la totalidad de la estrella. En el segundo caso, la materia no se mantendría unida por la atracción gravitacional, sino por la interacción fuerte entre los quarks. En este caso, la estrella se dice autoligada. Las estrellas de quarks tienen una densidad muy superior a una estrella de neutrones y a la vez muy inferior a la de un agujero negro

Si bien no se han observado objetos que puedan ser asociados a estrellas compuestas completamente de quarks, la existencia de quarks desconfinados en el interior de estrellas de neutrones no está descartada, ya que la composición de la materia a esas densidades (ρ ~ 1015 g/cm³) es aún incierta.

Estrellas electrodébiles[editar]

Una estrella electrodébil es un tipo teórico de estrella exótica, mediante el cual el colapso gravitacional de la estrella se evita mediante la presión de radiación resultante de la combustión electrodébil, es decir, la energía liberada por la conversión de quarks en leptones a través de la fuerza electrodébil. Este proceso ocurre en un volumen en el núcleo de la estrella aproximadamente del tamaño de una manzana, que contiene aproximadamente dos masas terrestres y alcanza temperaturas del orden de 1015 K.​

Estrellas extrañas[editar]

Una estrella extraña es una estrella de quarks hecha de materia extraña de quarks . Forman un subgrupo en la categoría de estrellas de quarks.

Pueden existir estrellas extrañas sin tener en cuenta el supuesto de estabilidad de Bodmer-Witten a temperaturas y presiones cercanas a cero, ya que la materia de quarks extraños podría formarse y permanecer estable en el núcleo de las estrellas de neutrones , de la misma manera que podría hacerlo la materia de quarks ordinarios. Tales estrellas extrañas naturalmente tendrán una capa de corteza de material de estrella de neutrones. La profundidad de la capa de la corteza dependerá de las condiciones físicas y las circunstancias de toda la estrella y de las propiedades de la materia de quarks extraños en general. Las estrellas compuestas parcialmente de materia de quarks (incluida la materia de quarks extraños) también se conocen como estrellas híbridas.

Se propone que esta extraña corteza estelar teórica sea una posible razón detrás de las ráfagas de radio rápidas (FRB). Esto todavía es teórico, pero hay buena evidencia de que el colapso de estas extrañas costras estelares puede ser un punto de origen de FRB.

Objetos artificiales[editar]

Hábitats espaciales[editar]

Esferas de Dyson[editar]

Cerebros astrales[editar]

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