Fisica Estelar

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.La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos[1] 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 luminosidad[2] también tiene un rango muy amplio, yendo desde una diez milésima a unmillón de veces la luminosidad del Sol.
Radio, temperatura y luminosidad de la estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación: [pic]
Donde L es la luminosidad, σ la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.



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 K |Blanco |
|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 |









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 |Subenanas (poco utilizada) |
|VII |Enanas blancas (poco utilizada) |


1. 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 latemperatura suficientemente baja, para que exista hidrógeno molecular (H2). El compuesto más abundante después del H2 es el monóxido de carbono 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 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 llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente 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...