Constelación
Una constelación, en astronomía, es una
agrupación convencional de estrellas, cuya posición en el cielo nocturno es
aparentemente aproximada. Pueblos, generalmente de civilizaciones antiguas,
decidieron vincularlas mediante trazos imaginarios, creando así siluetas
virtuales sobre la esfera celeste. En la inmensidad del espacio, en cambio, las
estrellas de una constelación no necesariamente están localmente asociadas; y
pueden encontrarse a cientos de años luz unas de otras. Además, dichos grupos
son completamente arbitrarios, ya que distintas culturas han ideado
constelaciones diferentes, incluso vinculando las mismas estrellas.
Algunas constelaciones fueron ideadas hace
muchos siglos por los pueblos que habitaban las regiones del Medio Oriente y el
Mediterráneo. Otras, las que están más al sur, recibieron su nombre de los
europeos en tiempos más recientes al explorar éstos lugares hasta entonces
desconocidos por ellos, aunque los pueblos que habitaban las regiones australes
ya habían nombrado sus propias constelaciones de acuerdo a sus creencias.
Se acostumbra a separar las constelaciones en
dos grupos, dependiendo el hemisferio celeste dónde se encuentren:
constelaciones septentrionales, las ubicadas al
norte del ecuador celeste
constelaciones australes, al sur.
A partir de 1928, la Unión Astronómica
Internacional (UAI) decidió reagrupar oficialmente la esfera celeste en 88
constelaciones con límites precisos, tal que todo punto en el cielo quedara
dentro de los límites de una figura. Antes de dicho año, eran reconocidas otras
constelaciones menores que luego cayeron en el olvido; muchas, ya no se
recuerdan. El trabajo de delimitación definitiva de las constelaciones fue
llevado a cabo fundamentalmente por el astrónomo belga Eugène Joseph Delporte y
publicado por la UAI en 1930.
En sentido general, una estrella es todo objeto
astronómico que brilla con luz propia; mientras que en términos más técnicos y
precisos podría decirse que se trata de una esfera de plasma que mantiene su
forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas. El equilibrio se produce
esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el
centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal
como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de
la temperatura, que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la
energía producida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguirá
esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de
producción energética. Sin embargo, como se explica más adelante, este ritmo
cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas
globales del astro que constituyen la evolución de la estrella.
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Mientras las interacciones se producen en el
núcleo, éstas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella
mantiene su apariencia iridiscente predicha por Niels Bohr en la teoría de las
órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la
fusión de materia) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas
comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar comprimida al mismo
nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso
se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos
de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento
del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho
menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta etapa el cuerpo
entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna —la gravedad y las
interacciones de fusión de las capas externas— producen una constante variación
del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las
capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.
