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¿Qué le sucederá al Sol cuando se acabe su fuente de energía?
¿Cuánto tiempo de vida le queda al Sol?
¿Existe un agujero negro en el centro de nuestra Galaxia?
¿Cómo se forma un agujero negro?
Para entender las respuestas a éstos y muchos otros enigmas sobre la vida de las estrellas, es importante estudiar los siguientes hechos:
Una estrella se forma cuando la gravedad logra concentrar en una región suficiente masa (a la temperatura adecuada) para comenzar la fusión nuclear.
Una estrella pasa la mayor parte de la vida consumiendo hidrógeno para producir helio mediante la fusión nuclear
Cuando el material fusionable se agota la estrella pierde la presión interna producida por la fusión nuclear y puede colapsar inmediatamente terminando en una enana blanca.
Evolución Estelar
Hay estrellas más brillantes que el Sol, y otras menos brillantes que el Sol. También hay estrellas más calientes y otras menos calientes que el Sol. La temperatura y el brillo de una estrella están relacionadas, lo cual se puede apreciar en una gráfica del brillo como función de la temperatura.
Diagrama Hertzprung-RussellObserva como cambia el color de las estrellas según su temperatura. ¿Por qué sucede esto? Ayuda. Investigar los temas: espectro electromagnético y radiación de cuerpo negro.
En 1911 el astrónomo Ejnar Hertzprung usó este tipo de diagrama por primera vez. Más tarde en 1913 y de forma independiente Henry Norris Russell hizo lo mismo. Por la calidad y cantidad de información revelada en este sencillo diagrama, que se llama el diagrama Hertzprung-Russell (H-R), este representa un gran logro para la astrofísica y es una herramienta valiosísima para los astrónomos. Usando este diagrama, por ejemplo, se puede hallar la edad de los cúmulos globulares.
Secuencia Principal
Para una estrella comparable al Sol, la mayor parte de la vida de la estrella ocurre durante la fase de fusión de hidrógeno en helio. A medida que la estrella consume hidrógeno se va formando un núcleo de helio donde también se pueden fusionar elementos más pesados. Durante esta etapa la estrella se hace más caliente y más brillante. En el diagrama H-R las estrellas que pasan por esta etapa aparecen en la región llamada Secuencia Principal. Más adelante cuando se agota el hidrógeno estas estrellas abandonan la secuencia principal y se convierten en gigantes rojas. Entre mayor sea la masa original de la estrella más rápidamente quema su combustible y por lo tanto más corto es su paso por la secuencia principal en la evolución estelar.
El Final de una Estrella
Dependiendo de la masa original de la estrella, estas son las etapas finales a las que puede llegar una estrella al final de su vida:
Gigantes Rojas
El Sol es una estrella con una masa de 2 x 1030 Kilogramos. Cuando todo el hidrógeno en su núcleo se ha fusionado en helio el Sol se convertirá en una estrella gigante roja. Será tan grande que llegará a incluir las órbitas de Mercurio y Venus. Esto ocurrirá dentro de 5 mil millones de años y se produce por el calentamiento de la estrella debido a la fusión de los elementos más pesados que el helio. Durante esta etapa, la estrella emite las capas más exteriores de su atmósfera dando así origen a nubes brillantes de gas y polvo llamadas nebulosas planetarias.
Enanas Blancas
Cuando todo el combustible nuclear (incluyendo elementos más pesados que el helio) se ha terminado, la estrella se enfría y se compacta formando así una enana blanca.
Enanas Marrón
Es posible que durante el proceso de formación, algunas estrellas no alcancen la masa suficiente para comenzar las reacciones termonucleares del hidrógeno en su centro. Como no brillan éstas estrellas son muy difíciles de observar, son como un planeta gaseoso gigante. Estrellas con masa inferior a 80 veces la masa del Júpiter exhiben este comportamiento.
Supernovas
En estrellas con masa un poco mayor que la del Sol (> 1,4 Msol) la fusión nuclear produce elementos cada vez más pesados. Cuando se forma el hierro, el núcleo de la estrella no puede auto-soportarse y colapsa gravitacionalmente. Las capas exteriores son emitidas como en una super explosión cósmica y el núcleo remanente se compacta formando una estrella de neutrones.
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¿Qué le sucederá al Sol cuando se acabe su fuente de energía?
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¿Existe un agujero negro en el centro de nuestra Galaxia?
¿Cómo se forma un agujero negro?
Para entender las respuestas a éstos y muchos otros enigmas sobre la vida de las estrellas, es importante estudiar los siguientes hechos:
Una estrella se forma cuando la gravedad logra concentrar en una región suficiente masa (a la temperatura adecuada) para comenzar la fusión nuclear.
Una estrella pasa la mayor parte de la vida consumiendo hidrógeno para producir helio mediante la fusión nuclear
Cuando el material fusionable se agota la estrella pierde la presión interna producida por la fusión nuclear y puede colapsar inmediatamente terminando en una enana blanca.
Evolución Estelar
Hay estrellas más brillantes que el Sol, y otras menos brillantes que el Sol. También hay estrellas más calientes y otras menos calientes que el Sol. La temperatura y el brillo de una estrella están relacionadas, lo cual se puede apreciar en una gráfica del brillo como función de la temperatura.
Diagrama Hertzprung-RussellObserva como cambia el color de las estrellas según su temperatura. ¿Por qué sucede esto? Ayuda. Investigar los temas: espectro electromagnético y radiación de cuerpo negro.
En 1911 el astrónomo Ejnar Hertzprung usó este tipo de diagrama por primera vez. Más tarde en 1913 y de forma independiente Henry Norris Russell hizo lo mismo. Por la calidad y cantidad de información revelada en este sencillo diagrama, que se llama el diagrama Hertzprung-Russell (H-R), este representa un gran logro para la astrofísica y es una herramienta valiosísima para los astrónomos. Usando este diagrama, por ejemplo, se puede hallar la edad de los cúmulos globulares.
Secuencia Principal
Para una estrella comparable al Sol, la mayor parte de la vida de la estrella ocurre durante la fase de fusión de hidrógeno en helio. A medida que la estrella consume hidrógeno se va formando un núcleo de helio donde también se pueden fusionar elementos más pesados. Durante esta etapa la estrella se hace más caliente y más brillante. En el diagrama H-R las estrellas que pasan por esta etapa aparecen en la región llamada Secuencia Principal. Más adelante cuando se agota el hidrógeno estas estrellas abandonan la secuencia principal y se convierten en gigantes rojas. Entre mayor sea la masa original de la estrella más rápidamente quema su combustible y por lo tanto más corto es su paso por la secuencia principal en la evolución estelar.
El Final de una Estrella
Dependiendo de la masa original de la estrella, estas son las etapas finales a las que puede llegar una estrella al final de su vida:
Gigantes Rojas
El Sol es una estrella con una masa de 2 x 1030 Kilogramos. Cuando todo el hidrógeno en su núcleo se ha fusionado en helio el Sol se convertirá en una estrella gigante roja. Será tan grande que llegará a incluir las órbitas de Mercurio y Venus. Esto ocurrirá dentro de 5 mil millones de años y se produce por el calentamiento de la estrella debido a la fusión de los elementos más pesados que el helio. Durante esta etapa, la estrella emite las capas más exteriores de su atmósfera dando así origen a nubes brillantes de gas y polvo llamadas nebulosas planetarias.
Enanas Blancas
Cuando todo el combustible nuclear (incluyendo elementos más pesados que el helio) se ha terminado, la estrella se enfría y se compacta formando así una enana blanca.
Enanas Marrón
Es posible que durante el proceso de formación, algunas estrellas no alcancen la masa suficiente para comenzar las reacciones termonucleares del hidrógeno en su centro. Como no brillan éstas estrellas son muy difíciles de observar, son como un planeta gaseoso gigante. Estrellas con masa inferior a 80 veces la masa del Júpiter exhiben este comportamiento.
Supernovas
En estrellas con masa un poco mayor que la del Sol (> 1,4 Msol) la fusión nuclear produce elementos cada vez más pesados. Cuando se forma el hierro, el núcleo de la estrella no puede auto-soportarse y colapsa gravitacionalmente. Las capas exteriores son emitidas como en una super explosión cósmica y el núcleo remanente se compacta formando una estrella de neutrones.
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