agujeros negros


Dibujo de la absorción de materia por un Agujero Negro
Cuando el gas y el polvo interestelares de una nebulosa se condensan, se forma una protoestrella que emite chorros de materia. Ésta continúa condensándose por gravitación al tiempo que se calienta. Cuando la temperatura del núcleo de la protoestrella llega a 10 millones de grados, se inician una serie de reacciones nucleares y nace unaestrella nueva. Más adelante, la corteza del astro sufre una expansión acompañada de calentamiento, lo que da lugar a la formación de una gigante roja, de diámetro entre 10 y 100 veces el del Sol. Si la gigante roja es muy grande, produce hierro y otros elementos pesados, aumenta de tamaño y se transforma en supergigante. Después estalla y libera la materia en el espacio. Si sólo estalla la parteexterna y el núcleo tiene suficiente masa, se convierte en un agujero negro







VIDA Y MUERTE DE LAS ESTRELLAS

 

Las estrellas no son inmutables, pasan por diferentes etapas dependiendo de su masa. Al final de su vida, cuando toda la masa fusionable se ha consumido, una estrella normal se puede convertir en un objeto cósmico exótico: un agujero negro, una estrella de neutrones, unasupernova, una gigante roja, una enana blanca, etc.



¿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 colapsarinmediatamente 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 estesencillo 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 dehidrógeno 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 lasecuencia 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:

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