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Ciclo de vida de las estrellas.
Una nube de gas, si es lo suficientemente grande, comienza a contraerse. La densidad y la temperatura aumentan, de manera que lafusión nuclear puede comenzar. Esto es cuando el Hidrógeno se convierte en Helio. Al"quemarse" el Hidrógeno, la contracción se detiene. En este momento, el gas se convierte en estrella. Este es el estado en que se encuentra nuestro Sol.
Después de billones de años, la mayoría del hidrógeno combustible se ha "quemado", y la estrella comienza a contraerse de nuevo. La estrella tiene que usar otro combustible, el Helio. La etapa siguiente en la vida de una estrella se llama giganteroja. La estrella es ahora mucho mayor que al principio. Cuando a la estrella roja gigante se le acaba el combustible, la estrella comienza a contraerse nuevamente. Esta contracción calienta mucho el núcleo de la estrella, de manera que se forman elementos más pesados . Cuando a la estrella se le acaba este último tipo de combustible, ha llegado al final de su vida.
La estrella comienza a desprendercapas porque no puede contenerlas por mas tiempo. Esto se llama nebulosa planetaria. El centro de la estrella se convierte en una enana blanca. Esta es una estrella extremadamente densa que tiene el tamaño de un planeta. Finalmente, cuando la enana blanca ha utilizado toda su energía, para de brillar y se convierte en una "enana negra", es decir, una estrella muerta. Se espera que esta sea laúltima etapa de nuestro Sol.
Para las estrellas con masas mayores que el Sol (hasta 40 veces más grandes), las capas externas de la estrella pueden ser arrojadas con más fuerza. Esto es una supernova. Este tipo de estrella colapsa a un tamaño muy compacto. A esto es lo que le llaman una "estrella neutrónica". Las estrellas más de 40 veces mayores que el Sol pueden convertirse en un "agujero negro" .FORMACIÓN DE LAS ESTRELLAS.
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, porsupernovas 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. Sudensidad aumenta progresivamente, 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 laestrella está en la llamada secuencia 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...
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