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)

¿Cómo se puede estimar el tiempo de vida de una estrella?

Las estrellas tienen una fuente interna de energía. Pero, al igual que todo tipo de combustible, sus reservas son limitadas. A medida que consumen su suministro de energía las estrellas van cambiando y cuando se les acaba, mueren. El tiempo de vida de las estrellas, aunque muy largo comparado con las escalas de tiempo humanas, es, por lo tanto, finito

A medida que envejecen sufren profundos cambios en sus tamaños, colores y luminosidades, siempre como consecuencia de la disminución de sus reservas. Para aumentar su expectativa de vida, la estrella lucha continuamente contra la fuerza gravitatoria que intenta contraer.

Interior de las Estrellas

Interior del Sol.

Una estrella está compuesta principalmente de hidrógeno y helio, con pequeñas proporciones de otros elementos más pesados. Brilla debido a la gran cantidad de energía en forma de radiación liberada por las reacciones nucleares que se producen en su núcleo. La radiación y el gas de la estrella hacen presión hacia afuera equilibrando la fuerza de la gravedad del propio material estelar, y proporcionándole a su vez un aspecto esférico. En el interior de una estrella se producen ondas constantemente, muchas de las cuales llegan a la superficie haciéndola vibrar.

Ya tenemos pues un fenómeno físico -la propagación de ondas- que conecta el interior de una estrella con su superficie. Existe una rama de la Astrofísica llamada Sismología Estelar o Astrosismología, que estudia el interior estelar a partir del análisis de las ondas que se propagan por la estrella. Éstas, al contrario de las ondas sísmicas de la Tierra, no pierden su energía y están reflejándose continuamente dentro de la estrella.

El astro sismólogo detecta las variaciones de la intensidad luminosa proveniente de la estrella. Dichas variaciones son periódicas y obedecen a deformaciones de la superficie estelar inducidas por los modos naturales de oscilación de la estrella. Se trata de los modos propios de vibración, como los característicos de los instrumentos musicales. Cada modo de oscilación se corresponde con una variación de la luz única, lo que permite su identificación.

Estructura interna de las estrellas

En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.

Masa de las Estrellas

Las estrellas nacen con muy diversas masas. La masa del Sol es de 2,000,000,000,000,000,000,000,000,000 toneladas, y sin embargo, existen estrellas con masas que van desde 1/10 hasta 150 veces la masa del Sol.

La gran mayoría de las estrellas tienen masas como la del Sol o menores, solo unas cuantas llegan a tener 8-10 veces su masa y realmente muy pocas logran más de 20-50 veces. De hecho, estrellas con 100 veces la masa del Sol, son notablemente excepcionales. Por alguna razón que aún no es bien entendida, existen muchas más estrellas poco masivas que masivas.

¿Cómo es posible calcular la temperatura superficial de una estrella?

Mediante la aplicación de las leyes de la radiación es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas, en particular empleando la ley de Planck y dos leyes derivadas de esta última: la de Wien y la de Stefan-Boltzmann, ambas teóricamente fáciles de aplicar pero con grandes dificultades prácticas La ley de Wien presenta problemas debido al pequeño intervalo de longitudes de onda en el que es posible medir la energía que nos llega de los astros. La ley de Stefan-Boltzmann solo es posible emplearla cuando se conoce la distancia y dimensiones de las estrellas. Tal vez sea la ley de Planck el método más utilizado para determinar temperaturas mediante los índice de color.

Agrupaciones Estelares

Se han encontrado concentraciones o acumulaciones de estrellas con una estructura tal que son reconocibles a ojo desnudo, telescópicamente o a través de fotografías. El grado de concentración de estrellas es variable y sirve para distinguirlo entre sí.

Se considera que las componentes de estrellas doble y de sistemas múltiples deben de haber tenido un origen común; lo mismo puede sospecharse de los miembros de agrupaciones estelares de mayor número de miembros.

en los cúmulos estelares aparece visible de manera muy simple el proceso de evolución de las estrellas

Son grupos de estrellas caracterizados por:

• Pertenecer a la misma región del espacio

Todas las estrellas se hallan a la misma

distancia

• Tener la misma composición química

• Tener la misma edad (?) 

• No tener la misma masa

La galaxia Magallanes es una de las miles de agrupaciones estelares dispersas en el universo

Principales tipos de Agrupaciones Estelares

• Los cúmulos globulares son grandes, tanto en volumen como en número de estrellas, pudiendo llegar a tener cientos de miles de estrellas relativamente juntas entre sí. Algunos poseen tantas estrellas en su parte central (su forma aproximada es esférica) que parecen bolas luminosas cuyas estrellas en su núcleo parecen formar una sola masa compacta.

• Los cúmulos abiertos sólo tienen algunos pocos cientos de estrellas y sus separaciones son más espaciadas que en los globulares. No presentan morfología esférica y es fácil distinguir sus estrellas individuales.

Existen diferencias algo más sutiles entre estos dos tipos de agrupaciones estelares. Los cúmulos abiertos contienen generalmente mucho gas y polvo interestelar, mientras que en los cúmulos globulares hay ausencia de gas y polvo. Las estrellas más brillantes de los cúmulos globulares son rojas, grandes y frías, y en los cúmulos abiertos suelen ser azules, pequeñas y calientes. Ampliaremos acerca de estas nociones más abajo, principalmente con la ayuda de los diagramas Hertzsprung Russell.

La evolución de las estrellas

La evolución de las estrellas

Sistema (o Sistema Estelar)

Es un término general empleado por el Imperio para clasificar los distintos tipos de sistemas planetarios y estelares que conforman la Galaxia. Cada sistema está formado por, al menos, una estrella y el material estelar que orbite a su alrededor (planetas, asteroides,cometas, etcétera).

Sistema solar: formado por su estrella, El Sol y sus ocho planetas,
Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno.

¿Que son?

Es una enorme esfera de gas, aislada en el espacio, que produce energía en su interior, la cual es transportada a su superficie e irradiada desde allí al espacio, en todas direcciones.Las estrellas de mayores dimensiones son extremadamente brillantes. Al ser tan grandes tienen mayor masa y generan más energía: se dice que estas estrellas "gastan" sus recursos energéticos mucho más rápido que las otras, más pequeñas. Por esta causa, las estrellas gigantescas viven poco tiempo, no más de algunos millones de años. En cambio, estrellas pequeñas logran existir alrededor de una decena de miles de millones de años, ya que consumen pocos recursos y, por consiguiente, producen poca energía.

Composición

Una estrella está compuesta principalmente de hidrógeno y helio, con pequeñas proporciones de otros elementos más pesados. Brilla debido a la gran cantidad de energía en forma de radiación liberada por las reacciones nucleares que se producen en su núcleo. La radiación y el gas de la estrella hacen presión hacia afuera equilibrando la fuerza de la gravedad del propio material estelar, y proporcionándole a su vez un aspecto esférico. En el interior de una estrella se producen ondas constantemente, muchas de las cuales llegan a la superficie haciéndola vibrar.