Vida y Muerte de una Estrella

No puede poner el video para verlo directamente pero aqui les dejo un enlace:
Vida y Muerte de una Estrella

Documental Viaje a las Estrellas, parte 3/3

Documental Viaje a las Estrellas, parte 2/3

Aqui tenemos un documental, realizado por la NASA : Viaje a las Estrellas, parte 1/3

Estrellas de Neutrones

Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones.

Video sobre las estrellas mas grandes del universo

Las estrellas mas grandes del universo

Clasificación Estelar

Las estrellas pueden clasificarse a partir de la temperatura efectiva de sus fotosferas siguiendo la ley de Wien. Esta tarea se complica en el caso de estrellas distantes. La espectroscopia permite entonces una mejor clasificación atendiendo a sus líneas de absorción. Una clasificación inicial se formuló en el siglo XIX organizando las estrellas en tipos espectrales de la A a la P, siendo este el origen de los modernos tipos espectrales.

Clasificación gravitacional de estrellas.

La clasificación gravitacional se realiza según cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la Unión Astronómica Internacional en 2006.

·         Clasificación por centro gravitacional estelar.

·         Clasificación de estrellas sistémicas por posición.

·         Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional.

·         Clasificación de estrellas por sistema planetario.

Clasificación según magnitudes

Este sistema de clasificación proviene originalmente del astrónomo griego Hiparco, quién en el año 134 AC había clasificado las estrellas en seis magnitudes de acuerdo con su brillo. Hiparco asignó la magnitud 1 a las 20 estrellas más brillantes del firmamento y fue asignando valores mayores a estrellas cada vez más débiles hasta asignar la magnitud 6 a estrellas apenas visibles a simple vista. Este esquema fue adoptado posteriormente por el astrónomo egipcio Ptolomeo y transmitido en la tradición astronómica occidental.

Actualmente la clasificación por magnitudes aparentes es más bien complementaria a los dos grandes tipos de clasificación: el de tipo espectral y el de clases de luminosidad.

Clasificación por tipos espectrales

Conocida también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar Edward Charles Pickering de laUniversidad Harvard en el año 1890, y que perfeccionó Annie Jump Cannon de la misma universidad en 1901. Esta clasificación estelar es la más utilizada en astronomía.

Clase	Temperatura1 (kelvins)	Color convencional	Color aparente2 34	Masa1 (Masa solar)	Radio1 (Radio solar)	Luminosidad1 (bolométrica)	Hidrógeno líneas	Fracción de la Secuencia principal5
O	≥ 33.000 K	azul	azul	≥ 16 M☉	≥ 6,6 R☉	≥ 30.000 L☉	Débil-Media	~0.00003%
B	10.000–33.000 K	azul a blanco azulado	azul a blanco azulado	2,1–16M☉	1,8–6,6R☉	25–30.000 L☉	Medio	0,13%
A	7.500–10.000 K	blanco	blanco a blanco azulado	1,4–2,1M☉	1,4–1,8R☉	5–25 L☉	Fuerte	0,6%
F	6,000–7,500 K	blanco amarillento	blanco	1,04–1,4M☉	1,15–1,4R☉	1,5–5 L☉	Medio	3%
G	5.200–6,000 K	amarillo	blanco amarillento	0,8–1,04M☉	0,96–1,15R☉	0,6–1,5 L☉	Débil	7,6%
K	3.700–5.200 K	naranja	anaranjado	0,45–0,8M☉	0,7–0,96R☉	0,08–0,6 L☉	Muy débil	12,1%
M	≤ 3.700 K	rojo	rojo anaranjado	≤ 0,45 M☉	≤ 0,7 R☉	≤ 0,08 L☉	Muy débil	76,45%

Clasificación por clases de luminosidad

En la década de 1940 se inició un nuevo proyecto de clasificación complementaria en el Observatorio Yerkes. Se trataba de una clasificación basada en líneas espectrales sensibles a la gravedad estelar e introducida en el año 1943 por William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman, razón por la que en ocasiones se le conoce también como clasificación de Morgan Keenan Kellman o simplemente MKK.

Al utilizarse líneas espectrales sensibles a la gravedad de la superficie se obtiene información sobre la densidad de las estrellas. Como el radio de una estrella gigante es muy superior al de una enana blanca de la misma masa, la gravedad es muy diferente manifestándose en la intensidad y en la forma de las líneas espectrales. Esta clasificación no sustituye a la anterior sino que la complementa.

Del mismo modo el observatorio Yerkes propuso una subdivisión de la clasificación de Harvard utilizando subíndices, por ejemplo, de la A1 a la A9. De este modo y utilizando ambos sistemas de clasificación es posible afinar en el tipo espectral. Se distinguen las siguientes clases de luminosidad:

Clase	Descripción
0	Hipergigantes
Ia	Supergigantes muy luminosas
Ib	Supergigantes de menor brillo
II	Gigantes luminosas
III	Gigantes
IV	Subgigantes
V	Estrellas enanas de la secuencia principal
VI	Subenanas (poco utilizada)
VII	Enanas blancas (poco utilizada)