Luis Escobar González. 1ºA
Las estrellas nacen de las nubes interestelares de gas y polvo (nebulosas) que existen repartidas por todo el universo como consecuencia de las explosiones de supernovas, la acumulación de material interestelar, la expulsión de materia en estrellas viejas, e incluso por las colisiones de asteroides y planetas. Están compuestas fundamentalmente de hidrógeno, y otros compuestos en menor proporción. Poseen los componentes necesarios no solo para desarrollar una estrella (o cientos de miles), sino para desarrollar también masas planetarias.
Con frecuencia la inestabilidad gravitatoria inicial se produce gracias a la acción de una onda de choque proveniente de una supernova cercana a la nube. El proceso de formación se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado la atracción gravitatoria y haciéndola más intensa. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia y se forma un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares de fusión de hidrógeno 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. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella comienza a consumir helio, incrementa su tamaño y se convierte en una gigante roja. Su duración de vida dependerá de su masa. Una vez que se agota el helio, se encoge y se transforma en una enana blanca. 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. Las últimas fases de su vida, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Las estrellas más masivas, que consumen su hidrógeno con mayor rapidez alcanzando temperaturas más elevadas, tras la fase de gigante roja (supergigante en este caso), concluyen su vida con una explosión, supernova, tras lo cual se apaga definitivamente. Por ejemplo, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.
Con frecuencia la inestabilidad gravitatoria inicial se produce gracias a la acción de una onda de choque proveniente de una supernova cercana a la nube. El proceso de formación se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado la atracción gravitatoria y haciéndola más intensa. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia y se forma un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares de fusión de hidrógeno 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. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella comienza a consumir helio, incrementa su tamaño y se convierte en una gigante roja. Su duración de vida dependerá de su masa. Una vez que se agota el helio, se encoge y se transforma en una enana blanca. 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. Las últimas fases de su vida, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Las estrellas más masivas, que consumen su hidrógeno con mayor rapidez alcanzando temperaturas más elevadas, tras la fase de gigante roja (supergigante en este caso), concluyen su vida con una explosión, supernova, tras lo cual se apaga definitivamente. Por ejemplo, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.
En los siguientes videos se explica de una forma sencilla el proceso de evolución estelar:
2 comentarios:
Buen post Luis, el primero de la clase :D Seguro que Emilio José, de la clase, también lo hace de algo relacionado con esto, que a el se que le gusta mucho la astronomía.
Un saludo, nos vemos mañana en clase ;)
Sí, Luis, está muy bien, pero... no olvides (no olvidéis) citar la sfuentes de información que habéis utilizado, de lo contrario parecerá un plagio...
Me gusta vuestro blog. Os animamos desde un instituto de Guadalajara a que lo mantengáis actualizado y con contenidos tan interesantes.
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