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<<Saberes clave, Santillana, Física, 4to año>>
Sitios web:
- nationalgeographic.es
- astromia.com
Las imágenes de las etapas de las estrellas fueron sacas de la página de la NASA.

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La energía liberada por las estrellas se origina en un proceso continuo de transformación de la materia llamado fusión termonuclear, que se lleva a cabo en el interior de los núcleos de los átomos que constituyen cada estrella.

En este proceso dos núcleos de átomos livianos de hidrógeno se "juntan" para originar otro de helio, que es más pesado. La masa de este núcleo final es algo menor que la suma de las masas de los núcleos originales, esa pequeñísima masa "desaparecida" se convierte en una gran cantidad de energía, la cual es liberada en forma de calor.

Las velocidades necesarias para "juntar" los núcleos de hidrógeno se logran gracias a las altísimas temperaturas del interior de la estrella, ya que cuanto mayor el la temperatura de un material, más energía cinética poseen las partículas que lo constituye.

Se ha calculado que en el Sol unas 657 toneladas de hidrógeno se transforman en 653 toneladas de helio por cada segundo. Los 4 millones de diferencia corresponden a la diferencia de masa que se emite en forma de energía.

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Algunas estrellas han sobresalido siempre del resto. Su brillo es un factor de cuanta energía despiden, lo cual se conoce como su luminosidad y su medida se denomina magnitud. También la distancia a la que se encuentran de la Tierra.

Las estrellas del cielo también pueden parecer de diferentes colores porque sus temperaturas no son iguales. Las estrellas calientes son blancas o azules, mientras que las más frías parecen tener tonos rojos o anaranjados.

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Morena Dupuy

Lara Pintos

Valentina Diz

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5) Supernova. Estrella de Neutrones y agujero negro

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5) Supernova. Estrella de Neutrones y agujero negro

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Tan sólo unas pocas estrellas evitan este camino evolutivo y en su lugar surgen mediante una fuerte detonación como supernovas. Estas violentas explosiones dejan tras de sí un pequeño núcleo que puede convertirse en una estrella de neutrones, o incluso, si el remanente es lo suficientemente amplio, en un agujero negro.

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Las enanas blancas se enfrían durante miles de millones de años, hasta que finalmente se apagan y dejan de producir energía. En este punto, el cual los científicos no han podido observar aún, estas estrellas pasan a ser conocidas como enanas negras.

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La fase de gigante roja es realmente un preludio en el que la estrella se libera de las capas más externas y se convierte en un cuerpo pequeño y denso denominado enana blanca.

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Las estrellas en secuencia principal, como el Sol, existen en un estado de fusión nuclear durante el cual emitirán energía durante miles de millones de años, mientras convierten el hidrógeno a helio.

Las estrellas evolucionan durante miles de millones de años. Cuando finaliza su fase de secuencia principal pasan a través de otros estados de existencia en función de su tamaño y otras características. Cuanto mayor sea la masa de una estrella, menor será su intervalo de vida.

A medida que las estrellas avanzan hacia el final de sus vidas, gran parte de su hidrógeno se ha convertido en helio.

El helio se hunde en el núcleo de la estrella aumentando su temperatura y provocando la expansión de su capa exterior.

Estas estrellas grandes e hinchadas se conocen como gigantes rojas.

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Las estrellas jóvenes se llaman en esta fase protoestrellas.

Se denomina protoestrella al periodo de evolución de una estrella desde que una nube molecular formada de hidrógeno, helio y partículas de polvo empieza a contraerse hasta que la estrella alcanza la secuencia principal

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El Sol en comparación con otras estrellas

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El Sol en comparación con otras estrellas

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Las estrellas pueden tener muchos tamaños, que las clasifican en un rango desde enanas a supergigantes. Las supergigantes pueden tener radios mil veces mayores que el del Sol.

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Su principal característica es el espectacular aumento en su luminosidad, que en pocos dias llega a ser varios millones de veces a la original, seguido de una disminución que puede concluir con la extinción total.

Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar con metales (para los astrónomos, «metal» es todo elemento más pesado que el helio). Así, tras cada generación de supernovas la proporción de elementos pesados del medio interestelar aumenta.

Mayores abundancias en metales tienen importantes efectos sobre la evolución estelar. Además, sólo los sistemas estelares con metalicidad lo suficientemente alta pueden llegar a desarrollar planetas. Una mayor metalicidad conlleva una mayor probabilidad de formación de planetas, pero también contribuye a formar estrellas de menor masa.

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Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. El material se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía.

El hidrógeno es la parte fundamental de las estrellas. El gas circula por el espacio en nubes de polvo cósmico llamadas nebulosas. Con el tiempo, la gravedad hace que las nubes se condensen y se colapsen. A medida que se hacen más pequeñas, las nubes giran más rápido en espiral debido a la conservación del momento angular, el mismo principio que hace que una patinadora gire a mayor velocidad cuando acerca sus brazos al pecho.

La acumulación de la presión provoca un aumento de la temperatura en el interior de una estrella naciente, y la fusión nuclear comienza cuando la temperatura del núcleo de una estrella joven en desarrollo alcanza los 27 millones de grados Fahrenheit .

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El número de estrellas visibles a simple vista desde la Tierra se ha calculado en un total de 8.000

A las demás las ocultan la neblina atmosférica (nuestro cielo), sobre todo cerca del horizonte.

Las estrellas que podemos divisar son aquellas que componen la Vía Láctea, la misma es una galaxia.

Las galaxias son conjuntos de estrellas que por acción de la gravedad se hallan mas cercanas entre sí y parecen desplazarce alrededor de un punto situado en el interior del conjunto. Además en estas hay también gases y polvo interestelar. Se estima que en el Universo hay mas de 100.000 millones de galaxias que, a su vez, pueden estar constituidas por cientos de miles de millones de estrellas.

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mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas.

El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la energía producida en el interior de la estrella.

Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética.

Sin embargo,  este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro que constituyen parte de su evolución.

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En sentido general, una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia; mientras que en términos más técnicos y precisos podría decirse que se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas. Las estrellas son motores de energía cósmica que producen calor, luz, rayos ultravioleta, rayos X y otras formas de radiación. Están compuestas casi en su totalidad de gas y plasma, un estado de supercalentamiento de la materia compuesta de partículas subatómicas. Las estrellas producen su propia luz y energía mediante un proceso llamado fusión nuclear. La fusión sucede cuando los elementos más ligeros son forzados para convertirse en elementos más pesados. Cuando esto sucede, una tremenda cantidad de energía es creada causando que la estrella se caliente y brille.