FISICA ESTELAR

1. INTRODUCCION

Una estrella es una esfera de plasma autogravitante (un plasma es un sistema que contiene un número significativo de partículas cargadas libres y cuya dinámica presenta efectos colectivos dominados por las interacciones electromagnéticas de largo alcance entre las mismas), en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares.
Laenergía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos1 y viento estelar, un flujo de partículas en su mayoría protones de alta energía, de alrededor de 500 keV.
Las estrellas son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares (Msol). Su luminosidad2 también tiene un rango muy amplio, yendo desde una diez milésima a un millón de veces laluminosidad del Sol.
Radio, temperatura y luminosidad de la estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:
Donde L es la luminosidad, σ la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.

2. Clasificación por tipos espectrales

Clase
Temperatura
Color
O
30.000 - 60.000 K
Azul
B
10.000 - 30.000 K
Azul-Blanco
A
7.500 - 10.000 KBlanco
F
6.000 - 7.500 K
Amarillo-Blanco
G
5.000 - 6.000 K
Amarillo (como el Sol)
K
3.500 - 5.000 K
Amarillo-naranja
M
2.000 - 3.500 K
Rojo



3. Clasificación por clases de luminosidad
Clase
Descripción
Ia
Supergigante muy luminosa
Ib
Supergigante de menor brillo
II
Gigantes luminosas
III
Gigantes
IV
Sub-gigantes
V
Estrellas enanas de la secuencia principal
VI
Sub enanas (poco utilizada)
VII
Enanasblancas (poco utilizada)

4. Breve resumen de la evolución estelar.
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares, que son regiones extensas en el interior de las galaxias en las que la densidad de materia es suficientemente alta, y la temperatura suficientemente baja, para que exista hidrógeno molecular (H2). El compuesto más abundante después del H2 es el monóxido decarbono CO
Se crean estrellas 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, aumenta progresivamente siendo más rápido el proceso en el centroque 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 llamada secuencia principal, fase que ocupaaproximadamente un 90% de su vida. Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, su evolución dependerá de la masa pudiendo convertirse en una enana blanca, o explotando 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 se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclearseparadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico.
Una estrella típica como el Sol tendrá simetría esférica y perderá a lo largo de su vida una cantidad de masa despreciable con respecto al total. En el sistema solar unos 1020 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Las perdidas de masa solo serán significativas en las estrellas de más de10 masas solares mucho más escasas.
En las fases finales de la vida de una estrella, ya sea mediante supernovas o por la acción de intensísimos vientos estelares, devuelve parte del material que la forma al espacio interestelar. Esto incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas aumentando así la metalicidad del Universo.
5. Estructura...