Contenido
Introducción
1. Origen y evolución de las estrellas.
2. Nebulosas de polvo y gas
3. Formación estelar
4. Evolución estelar. Diagrama HR
5. Muerte de las estrellas. remanentes
Anexos
Introducción
La vida de las estrellas. Bienvenidos a este viaje por el cosmos. Las estrellas no son luces eternas; nacen, viven, se transforman y mueren, al igual que los seres vivos, pero en escalas de tiempo que superan nuestra imaginación. En este tema, exploraremos su ciclo de vida completo.
Contenido
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TEMA |
PÁGINAS |
OBJETIVO |
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1. Origen y evolución |
4-5 |
Comprender el combustible y las escalas de tiempo. |
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2. Nebulosas |
5-10 |
Entender la materia prima: el gas y el polvo cósmico. |
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3. Formación estelar |
10-12 |
El nacimiento de una estrella: de nube a protoestrella. |
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4. Evolución estelar |
13-20 |
La vida adulta y el Diagrama HR, el mapa de su existencia. |
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5. Muerte y remanentes |
20-23 |
Los dramáticos finales: enanas blancas, supernovas y agujeros negros. |
1. Origen y evolución de las estrellas
Una estrella es una esfera de plasma (átomos que han pedido electrones) de grandes dimensiones estabilizada por su propia gravedad y la presión interna, consecuencia de los procesos de fusión termonuclear en su región central. La atmósfera de una estrella puede contener tanto plasmas, parcialmente ionizados, como átomos neutros. El ejemplo más palpable de una estrella es nuestro Sol, la estrella más cercana a la Tierra.
Sin embargo, desde una perspectiva rigurosa, el término 'estrella' también suele aplicarse a objetos en distintos estados evolutivos. Esto incluye a las protoestrellas, que son núcleos densos de gas en contracción que aún no han alcanzado la temperatura crítica para iniciar la fusión termonuclear del hidrógeno. Asimismo, el término se extiende a los remanentes estelares, como las enanas blancas y las estrellas de neutrones. Estos últimos representan los estados finales de la evolución estelar; no son estrellas activas, sino los núcleos densos que perduran tras el agotamiento total del combustible nuclear. En el caso de las enanas blancas, al carecer de una fuente interna de energía, inician un proceso de enfriamiento de miles de millones de años que eventualmente provoca la cristalización de su núcleo de carbono y oxígeno, transformándolo en una sólida altamente ordenada.
Ya sea observadas a simple vista o con telescopios de luz visible, las estrellas son los objetos más notables del cielo nocturno. En el cosmos, suelen encontrarse dentro de las galaxias, y cada una de ellas suele ir acompañada de uno o más planetas. La astrofísica se encarga del estudio de su formación y evolución.
El componente principal de una estrella es el hidrógeno (H) que, mediante procesos de reacciones nucleares, se transforma en helio (He). Durante este proceso de reacciones nucleares, denominado fusión termonuclear, se transforma una pequeñísima parte de la masa del hidrógeno en elevadas cantidades de energía, que la estrella se libera a través de su superficie, posteriormente al exterior.
Las estrellas son esferas de plasma autogravitantes en constante evolución. Poseen rotación intrínseca y se desplazan en órbitas galácticas complejas. Su ciclo de vida no es lineal: tras su formación en nubes moleculares, alcanzan el equilibrio hidrostático en la secuencia principal. Al agotar su combustible nuclear, experimentan expansiones macroscópicas y cambios estructurales que culminan en su transformación final como remanentes compactos (materia degenerada) o en su violenta dispersión mediante supernovas (explosiones).
A las estrellas se les asocian diversas propiedades físicas que permiten caracterizarlas y diferenciarlas. Entre los parámetros fundamentales destacan la masa, las magnitudes aparentes y absolutas, la luminosidad, la temperatura efectiva y la clase espectral. Cada uno de estos conceptos será analizado en detalle en las siguientes secciones.
Las escalas de tiempo y la masa. La vida de una estrella se rige casi por completa por la masa inicial de hidrógeno con la que nace. Esto es así porque, mientras viva la estrella estará irradiando su energía originada en el proceso de transformación de masa en energía. Por consiguiente:
Las estrellas pequeñas con poca masa usan su combustible lentamente y podrán vivir millas de millones o incluso billones de años, como las enanas rojas.
Las estrellas grandes muy masivas tienen una gravedad central mayor, lo que obliga a las reacciones nucleares de fusión a ser extremadamente rápidas y calientes; que hace que consume su hidrógeno en pocos millones de años, como es el caso de las estrellas supergigantes.
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2. Nebulosas de polvo y gas. El vivero cósmico
La mayor parte de las estrellas se originan en grandes nubes de gas y polvo compuestas principalmente de hidrógeno y helio, junto con trazas de elementos más pesados. Se forman en el interior de nubes moleculares gigantes ubicadas en el disco central de las galaxias. Este proceso es iniciado, influenciado y limitado por los vientos estelares , los chorros de gas , la luz estelar de alta energía y las explosiones de supernovas.
Se admite hoy en día que, el proceso de formación empieza con colapsos gravitacionales es ( ) posiblemente desencadenado por ondas de choque [OE1] de supernovas cercanas, que hace que ciertas regiones de las nubes se contraigan. A medida que colapsan, la conservación del momento angular hace que las nubes giren más rápido y se aplanen con un disco protoplanetario. La mayor parte de la masa se acumula en el centro, aumentando la presión y la temperatura. Esta masa central se convierte en una proto-estrella muy caliente. Cuando la temperatura en el núcleo supera los 15 millones de Kelvin o más, se inicia el proceso de fusión nuclear que convierte el hidrógeno en helio. Esta liberación de grandes cantidades de energía genera una presión extra hacia afuera que detiene el colapso gravitacional, alcanzando la naciente estructura estelar el equilibrio hidrostático. En ese momento, las proto-estrellas se convierten en estrellas de la secuencia principal [OE2] .
Tipos de nebulosas
A continuación, se describe cada una.
Nebulosas oscuras: Están compuestas por nubes densas de gas frío (principalmente hidrógeno molecular) y polvo cósmico. Esta alta densidad de polvo bloquea la luz visible de las estrellas y el material brillante que se encuentran detrás, creando siluetas oscuras distintivas como la " cabeza del caballo " de la figura 6.1.
Nebulosas de emisión: Nubes de gas que brillan intensamente porque están siendo calentadas e ionizadas por la radiación ultravioleta de estrellas jóvenes y calientes dentro o cerca de ellas. Son regiones de gas ionizado de baja densidad y alta temperatura, conocidas como Región H II (hidrógeno ionizado con solo el protón, sin el electrón). Son "viveros estelares" muy activos, como se ilustra en la figura 6.
Nebulosas de reflexión: Son nubes interestelares de polvo molecular y gas que se hace visible debido a la dispersión (scattering) de Rayleigh de la luz proveniente de una o más estrellas cercanas que no son lo suficientemente calientes como para causar la ionización del gas. Típicamente son de color azul, ya que las partículas de polvo submicrométricas (tamaños menores a 450 nm), se dispersan mejor en este rango del espectro de la luz visible. Un ejemplo típico de nebulosa de reflexión es el cúmulo abierto de las Pléyades (M45), como se indica en la figura 6.3.
[OE1] Onda de presión muy abrupta que se propaga a una velocidad mayor que la del sonido en el medio a través del cual viaja (como el aire, el agua o el cuerpo humano).
[OE2] Es una agrupación larga y estrecha de estrellas del diagrama Hertzsprung-Russell, que se encuentran en la fase principal de su evolución (fusión de hidrógeno). Estas estrellas de la secuencia principal se clasifican como enanas para diferenciarlas de los gigantes y supergigantes. Onda de presión muy abrupta que se propaga a una velocidad mayor que la del sonido en el medio a través del cual viaja (como el aire, el agua o el cuerpo humano).
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