La Evolución De Las Estrellas

 LAS






ESTRELLAS

















Una estrella es un objeto astronómico que brilla con luz propia.
Adecuadamente, podría decirse que se trata de una esfera de plasma, que mantiene su forma gracias a un equilibrio de fuerzas denominado equilibrio hidrostático.El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que hace el plasma hacia fuera, y tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el Sol, se mantiene el suministro de energía producida en el interior de la estrella. Por ello, el equilibrio se mantendráesencialmente en las mismas condiciones, en la medida en que la estrella mantenga el ritmo de producción energética. Pero dicho ritmo, cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales al astro, que se conocen como evolución de la estrella.

La energía que disipan en el espacio estas esferas de gas, son en forma de radiación electromagnética, neutrinos y vientoestelar; 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 a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias dedensidad 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.

DESCRIPCIÓN

Son objetos de masas enormes. Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite deEddington, es la máxima luminosidad que puede pasar a través de una capa de gas en equilibrio hidrostático, suponiendo simetría esférica.
Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se puede relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la ecuación:

Donde L es la luminosidad, ó la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.

FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS

Las 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 estasnubes de hidrógeno molecular empiezan a caer sobre sí mismas, alimentando por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy calienthe llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente detenido cuiando comienzan las reaccionesnucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez establecida la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella 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 dependrá de la masa y puede combertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejandotambién 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 nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico.
Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente simetria esférica por tener velocidades de...