Las estrellas 2003

06/09/11

Elaborar presentaciones en diapositivas, Vida y muerte de las estrellas

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Elaborar presentaciones con PowerPoint

Luis Roberto Pascual Organista

Hermilo Gómez Téllez

06/09/11


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Cada estrella que vemos brillando en la noche es una esfera luminosa de gas súper calentado mucho mas grande que cualquier planeta y cada una tiene una historia que contar un nacimiento traumático una vida peligrosa la gravedad atrae la estrella y luego quiere aplastarla y una muerte que ase vibrar al cielo la explosión mas grande del universo. 306/09/11


En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo cuerpo celeste que brilla con luz

propia.

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Se trata de una esfera de plasma, que

mantiene su forma gracias a un

equilibrio de fuerzas denominado

equilibrio hidrostático

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El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que hace el plasma hacia fuera, que tal como sucede en un

gas, tiende a expandirlo.

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La energía que disipan en el espacio estas esferas de gas, son en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar; y nos permiten observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes

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El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.

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Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120-200 masas solares (Mso)

Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington.


Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol


Comienzan como un montón de gas y polvo , estas nubes son frías Con temperaturas que están cientos de grados bajo cero faringe A medida que la gravedad empieza a comprimirla estas empiemas A calentarse en unos cuantos cientos y miles de años la nueve se Calienta a 2 millones de grados.Esto se conoce como una proto estrella 10 millones de años después La temperatura aumenta por encima de los 18 millones de grados el Centro es tan caliente que sufre una fusión termo nuclear.


Esta función es la que alimenta de energía a la estrella a lo largo de su Vida y es auto luminosa una ves que nace su vida es una lucha constanteCon la gravedad.


Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas.


El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella.


El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella.


Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida


Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro.


Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico.


Agrupaciones y distribución estelar

Estrellas ligadasLas estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores


Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas[ y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja


Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares.


Estrellas aisladasNo todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron


Distribución estelarLas estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias.


Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. 2406/09/11Elaborar presentaciones en diapositivas, Vida y muerte de las estrellas

Estructura estelar

Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera.


En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía.El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva.

la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar.


Composición

La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella.


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↑ Baraffe, I., Chabrier, G., Allard F. y Hauschildt, P. H. 1997, A&A 327, 1054↑ Oey, M. S. y Clarke, C. J. 2005, ApJL 620, 43↑ Aufdenberg, J. P. et al. 2006, ApJ 645, 664↑ Schaller, G. et al. 1992, A&AS 96, 269↑ Mason, B. D. et al. 1998, AJ 115, 821↑ Kraus, A. L.; White, R. J. y Hillenbrand, L. A. 2005, ApJ 633, 452↑ Escobar Muñoz, "Geografía" McGraw Hill 2008, pp. 34

Referencias


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