Estrellas

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Generalidades
La energía que disipan en el espacio estas acumulaciones de gas, son en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar; y nos permiten observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.
Debido a la gran distancia que suelen recorrer las radiaciones estelares, estas llegan débiles anuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.

Formación y evolución de las estrellasLas estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumentaprogresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamadasecuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella secaracteriza 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.

Clasificación
La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muydiferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño.

Ambos sistemas de clasificación son complementarios.

Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar uncenso apropiado.

Proximidad de las estrellas
1) Próxima Centauri
La estrella más cercana a nuestro sistema solar no siempre ocupará este puesto, pero aún deberá pasar muchísimo tiempo para que pierda el privilegio. Próxima Centauri es la tercera estrella del sistema estelar Alpha Centauri, y también se la conoce como Alpha Centauri C.

• Distancia: 4,2 AL (AL = año luz)
• Tipo espectral:M5.5Vc

2) Rigel Kentaurus
La segunda estrella más próxima a nosotros es un lazo entre las estrellas hermanas de Próxima Centauri, los astros Alpha Centauri A y B, que junto a la primera integrante de nuestra lista forman el sistema estelar triple Alpha Centauri.
Distancia: 4,3 AL
• Tipo espectral: G2V

3) La estrella de Barnard
Una pálida enana marrón, descubierta en 1916 por E. E. Barnard,...
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