Lluvia de meteoros que presenta una débil actividad (un máximo de 15 meteoros a la hora) la mayoría de los años, aunque se producen tormentas de meteoros cuando el cometa padre, el Tempel-Tuttle, retorna al perihelio, en periodos de 33 años aproximadamente. Se observaron tormentas de Leónidas en 1799, 1833, 1866 y 1966. Durante la tormenta del 17 de noviembre de 1966, los meteoros por hora alcanzó la increíble cifra de 100.000 meteoros durante 40 minutos. La actividad es normalmente importante a lo largo de varios años después de las tormentas. Las Leónidas se pueden observar desde el 15 hasta el 20 de noviembre, con un máximo el 17 de noviembre, cuando el radiante se halla en Ascensión Recta 10h : 08m, y una declinación de +22º, en la Hoz de Leo. Las Leónidas tienen las velocidades geocéntricas más grandes de todas las corrientes de meteoros, 70 km/s, y una gran proporción de ellas dejan estelas persistentes.

En la siguiente imagen podemos ver una toma del máximo alcanzado en 1966.

Lluvia de meteoros, una de las tres más activas del año, detectable entre el 25 de julio y el 20 de agosto. El pico de actividad normalmente ocurre el 12 de agosto, cuando el radiante se halla en una ascensión recta (AR) de 3h y 04m, y una declinación de +58º, cerca del Cúmulo Doble de Perseo. La actividad en el máximo es alta, aunque variable; en los ochenta, el número de meteoros por hora máximo vario entre 80 y 140. Las Perseidas son rápidas (velocidad geocéntrica de 60 km/s); muchas son brillantes, y una alta proporción de ellas dejan estelas persistentes. Las Perseidas son producidas por los restos del Cometa Swift-Tuttle, cuyo retorno al perihelio en 1992 estuvo acompañado de un nuevo y definido pico en el perfil de la lluvia, unas horas antes del máximo normal del 12 de agosto.

Origen de las Perseidas y consejos para observarlas

Lluvia de meteoros que produce una actividad moderada entre el 15 de julio y el 20 de agosto. La corriente de meteoros orbita cerca de la eclíptica, y ha sido separada en dos componentes principales. En el máximo, el 6 de agosto, las Delta Acuáridas boreales tienen un radiante en ascensión recta de 23 h 04 m, y una declinación de +02º. Las Delta Acuáridas australes tienen un pico el 29 de julio con un radiante en ascensión recta de 22 h 36 m, y una declinación de -17º. La componente austral es la más activa, con una media de meteoros de unos 25, en comparación con los 10 de la componente boreal.

Es una estrellas que ha colapsado hasta alcanzar una alta densidad de manera que la presión de degenaración es su principal soporte frente a un colapso mayor. El colapso hacia un estado degenerado ocurre bien después de que el combustible nuclear se haya agotado, como en las enanas blancas o en las estrellas de neutrones, o bien como en las enanas marrones, que no tienen suficiente masa como para elevar la temperatura del núcleo lo suficiente como para hacer entrar en ignición al hidrógeno.

Las estrellas jóvenes son propensas a los accesos de furia y a los trastornos del crecimiento, durante los cuales expulsan materia en todas direcciones al tiempo que fluctúan tremendamente de tamaño.

Si los dolores de parto de las estrellas son relativamente serenos, su adolescencia resulta todo lo contrario. Incluso después de que empiece a quemar hidrógeno, la estrella suele estar rodeada de una gran nube de polvo y gas. Parte de ella terminará por proporcionar la materia prima para un nuevo sistema planetario, pero la mayor parte caerá hacia el centro, desplomándose en el interior de la estrella con resultados violentos y, a menudo, espectaculares.

Entretanto, la estructura interior de la estrella todavía está desarrollándose. Cuando se inicia la fusión de hidrógeno, se produce un brusco y enorme incremento de la producción de energía en el núcleo; la radiación entonces, se abre paso entre las capas exteriores y hace que la estrella se hinche, pasando de una masa concentrada de las dimensiones de Júpiter a un globo del tamaño aproximado de nuestro Sol. Con frecuencia, la brusca expansión hace que la estrella se vuelva inestable durante un breve periodo: si crece más allá de su tamaño optimo, la gravedad impondrá su ley y frenará las capas exteriores, obligándolas a contraerse nuevamente. Muchas veces, cuando la estrella alcanza su tamaño máximo, expulsa esas capas exteriores de gas, creando envolturas de material que, al enfriarse lentamente, bloquean el paso de la luz de la propia estrella y hacen que su brillo varíe.

Tales jóvenes astros de brillo oscilante reciben el nombre de estrellas «T Tauri» (por una débil estrella de Tauro, la primera que se descubrió con tales características). Por lo general, empiezan midiendo menos de tres masas solares y, durante su fase T Tauri (que puede durar hasta 10 millones de años), llegan a perder toda una masa solar de gas.
En estrellas más masivas se produce un proceso similar, pero la radiación es tan intensa que expulsa con rapidez todo el gas expelido, por lo que no se producen variaciones de brillo aceptables.

Se da, también, otro tipo de pérdida de masa que tiene lugar en una escala temporal mucho menor, apenas unos miles de años, y que puede producir una reducción de masa aun mayor. Es el llamado «flujo bipolar».
Una vez que la estrella ha empezado a brillar debidamente, el gas restante de la nebulosa protoestelar sigue cayendo hacia ella, pero ya no contribuye significativamente a la masa general. Al contrario, es expulsado mediante intensos vientos estelares que emanan de cada polo y dirigido por el naciente campo magnético de la estrella. Los chorros de material expulsado a velocidad supersónica (jets) son invisibles, normalmente, pero allí donde el gas eyectado embiste otras nubes de gas de la misma región del espacio, se calienta y crea hermosos nódulos de nebulosidad brillante conocidos como «objetos Herbig-Haro».
Para la estrella, es una suerte contar con un método para expulsar el exceso de masa; si todo el material de la nebulosa terminara precipitándose en ella, la rotación aumentaría rápidamente hasta niveles peligrosos, que podrían hacerla inestable y provocar su destrucción.

Aunque el flujo bipolar despeja el entorno de la estrella recién nacida de la mayor parte del exceso de materia, actúan también otros procesos. El calor de la estrella causa la evaporación de los compuestos químicos volátiles en su vecindad y los gases ligeros pueden, simplemente, ser expulsados de las regiones interiores de la nebulosa por los vientos estelares. Esto, en general, deja en órbitas cercanas a la estrella solamente el polvo refractario (con un punto de fusión elevado), mientras que los gases y el material helado sobreviven más lejos: una receta típica para la formación de sistemas planetarios como en nuestro.

Fotografías de estrellas jóvenes

- HH47
Objeto Herbig-Haro, a una distancia de 1.500 años luz.

Esta protoestrella todavía tiene que emerger de su capullo (abajo a la izquierda), pero un penacho de gases calientes de cinco billones de kilómetros delata su existencia. El penacho está retorcido, lo cual puede significar que nuestro bebé estelar ha sido perturbado por otra estrella; posiblemente, una hermana que no aparece en la imagen.

- HH34
Objeto Herbig-Haro, a una distancia de 1.500 años luz.

La estrella juvenil escupe materia al espacio, no en forma de chorro dirigido, sino en estallidos sucesivos. Se cree que estas expulsiones de materia pueden contribuir a la formación estelar al aliviar el exceso de momento angular que, de otra forma, impediría que el material que se precipita hacia la estrella alcanzara ésta.

- LL Orionis
Estrella T-Tauri, a una distancia de 1.500 años luz.

Cuando la protoestrella crece, la corriente de partículas calientes que emite se intensifica y empieza a desmantelar el capullo de polvo y gas que algún día la alimentó. Estas brillantes estrellas se clasifican en la categoría de las T-Tauri.

- HH 32
Objeto Herbig-Haro, a una distancia de 1.000 años luz.

Presa de los dolores del crecimiento, esta joven estrella emite al espacio dos chorros perpendiculares y opuestos de 2 billones de kilómetros.