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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