Comentario N\u00famero 1.<\/span><\/p>\n Desde hoy, y, cada d\u00eda, como se prometi\u00f3 ayer, tendremos un peque\u00f1o apartado en el que se explicar\u00e1 algo del Universo, de manera tal que, cuando comiencen las celebraciones del A\u00f1o Internacional de la Astronom\u00eda, todos los asiduos visitantes de esta Web, sabr\u00e1n mucho m\u00e1s de Astronom\u00eda y, con conocimiento de causa, podr\u00e1n entender todo lo que en dicho pr\u00f3ximo a\u00f1o, oir\u00e1n, leer\u00e1n, escuchar\u00e1n y podr\u00e1n ver sobre Astronom\u00eda.<\/p>\n Hoy, para comenzar, no me he podido resistir al escoger el primer comentario o la primera explicaci\u00f3n sobre algo del Universo. Me he decidido por lo que m\u00e1s nos ha llamado siempre la atenci\u00f3n cuando en la oscuridad de la noche miramos al cielo.<\/p>\n LAS ESTRELLAS:<\/p>\n Que por cierto, son algo m\u00e1s, mucho m\u00e1s, que simples puntitos luminosos que brillan en la oscuridad de la noche. Una estrella es una gran bola de gas luminosa que, en alguna etapa de su vida, produce energ\u00eda por la fusi\u00f3n nuclear del hidr\u00f3geno para formar helio. El t\u00e9rmino estrella por tanto, no s\u00f3lo incluye estrellas como nuestro Sol, que est\u00e1n en la actualidad quemando hidr\u00f3geno, sino tambi\u00e9n protoestrella<\/a>s, a\u00fan no lo suficientemente calientes como para que dicha combusti\u00f3n haya comenzado, y varios tipos de objetos evolucionados como estrellas gigantes y supergigantes, que est\u00e1n quemando otros combustibles nucleares, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que est\u00e1n formadas por combustible nuclear gastado.<\/p>\n La masa m\u00e1xima de una estrella es de unas 120 masas solares, por encima de la cual ser\u00eda destruida por su propia radiaci\u00f3n. La masa m\u00ednima es de 0,08 masas solares; por debajo de ella, los objetos no ser\u00edan lo suficientemente calientes en sus n\u00facleos como para que comience la combusti\u00f3n del hidr\u00f3geno, y se convertir\u00edan en enanas marrones.<\/p>\n La luminosidad de las estrellas var\u00edan desde alrededor de medio mill\u00f3n la luminosidad del Sol para las m\u00e1s calientes hasta menos de una mil\u00e9sima de la del Sol para enanas m\u00e1s d\u00e9biles.<\/p>\n Aunque las estrellas m\u00e1s prominentes visibles a simple vista son m\u00e1s luminosas que el Sol, la mayor\u00eda de las estrellas son en realidad m\u00e1s d\u00e9biles que \u00e9ste y, por tanto, imperceptibles a simple vista.<\/p>\n Las estrellas brillan como resultado de la conversi\u00f3n de masa en energ\u00eda por medio de reacciones nucleares, siendo las m\u00e1s importantes las que involucran al hidr\u00f3geno.<\/p>\n Por cada kilogramo de hidr\u00f3geno quemado de esta forma, se convierte en energ\u00eda aproximadamente siete gramos de masa. De acuerdo con la famosa ecuaci\u00f3n de Einstein<\/a> E=mc2, los siete gramos equivalen a una energ\u00eda de 6,3x10exp.14 Julios.<\/p>\n Las reacciones nucleares no s\u00f3lo aportan el calor y la luz de las estrellas, sino que tambi\u00e9n producen elementos m\u00e1s pesados que el hidr\u00f3geno y el helio. Estos elementos pesados han sido distribuidos por todo el Universo mediante explosiones de supernovas o por medio de Nebulosas planetarias y vientos estelares.<\/p>\n Las estrellas pueden clasificarse de muchas maneras:<\/p>\n EVOLUCI\u00d3N ESTELAR<\/span><\/p>\n El t\u00edtulo anterior est\u00e1 referido a la serie de cambios que sufren las estrellas durante sus vidas, cuya escala de tiempo depende fuertemente de sus masas y tambi\u00e9n en cierta medida, de su composici\u00f3n inicial. El progreso de una estrella durante su evoluci\u00f3n puede ser seguido en un gr\u00e1fico denominado diagrama de Hertzsprung-Russell<\/a> (HR).<\/p>\n Una estrella nace cuando se colapsa una extensa nube de gas por su propia gravedad (ser\u00eda largo explicar aqu\u00ed todo el proceso de rozamiento, ionizaci\u00f3n de las part\u00edculas y mol\u00e9culas de la nube, hasta llegar a formarse el n\u00facleo central). Una estrella brilla por primera vez porque la energ\u00eda potencial gravitatoria perdida en este colapso se libera en forma de calor y luz.<\/p>\n Finalmente, la temperatura en el centro de la protoestrella<\/a> se hace lo suficientemente alta como para hacer entrar en ignici\u00f3n una serie de reacciones nucleares que involucran deuterio<\/a> (un is\u00f3topo del hidr\u00f3geno), siendo durante alg\u00fan tiempo la energ\u00eda de esta reacci\u00f3n suficiente para evitar un colapso mayor.<\/p>\n Una vez que el deuterio<\/a> se ha agotado, el colapso contin\u00faa, y la estrella es clasificada como un objeto presecuencia principal, siguiendo una trayectoria caracter\u00edstica en el diagrama HR. Para una estrella como nuestro Sol, esta fase dura varios millones de a\u00f1os.<\/p>\n Finalmente, el n\u00facleo de la estrella se vuelve lo suficientemente caliente como para iniciar las reacciones nucleares que convierten el hidr\u00f3geno en Helio, uni\u00e9ndose la estrella a la secuencia principal en el diagrama HR.<\/p>\n Esta fase de combusti\u00f3n del hidr\u00f3geno durar\u00e1 entre unos pocos millones de a\u00f1os, para las estrellas m\u00e1s masivas, a (potencialmente) m\u00e1s de la edad actual del Universo para estrellas poco masivas.<\/p>\n Una vez que el hidr\u00f3geno del n\u00facleo se ha agotado, el n\u00facleo se contrae bajo su propia gravedad (la que su propio peso genera) hasta que, en estrellas de m\u00e1s de 0,4 masas solares se vuelve lo suficientemente caliente como para iniciar reacciones nucleares que transforman helio en carbono.<\/p>\n La evoluci\u00f3n posterior depende de la masa de la estrella. En estrellas de masa similar a la del Sol y mayor, mientras procede la combusti\u00f3n del helio, puede continuar la combusti\u00f3n del hidr\u00f3geno en una capa exterior al n\u00facleo. En esta fase post-secuencia principal la estrella es m\u00e1s fr\u00eda, m\u00e1s grande y m\u00e1s brillante de lo que lo era en la secuencia principal, y se clasifica como una gigante o, para las estrellas m\u00e1s masivas, una supergigante. Una vez que el helio del n\u00facleo se ha agotado, el proceso de contracci\u00f3n del n\u00facleo, seguido del comienzo de un nuevo conjunto de reacciones nucleares, puede comenzar nuevamente, repiti\u00e9ndose varias veces.<\/p>\n As\u00ed pues, las gigantes m\u00e1s masivas y las supergigantes pueden desarrollar una estructura en capas, quem\u00e1ndose el combustible m\u00e1s pesado en el centro, mientras las capas superiores contiene combustibles m\u00e1s ligeros del ciclo de combusti\u00f3n anteriores. A trav\u00e9s de estos procesos de las estrellas se hacen mayores y m\u00e1s brillantes.<\/p>\n Finalmente, sin embargo, bien la contracci\u00f3n del n\u00facleo deja de producir una temperatura lo suficientemente alta como para que se produzcan m\u00e1s reacciones nucleares o bien, el las supergigantes, se llega a un punto en el que el n\u00facleo est\u00e1 constituido por hierro, que no puede ser utilizado como combustible nuclear. El n\u00facleo al colapsarse se convierte en una estrella de Neutrones o posiblemente en un Agujero Negro, mientras que las capas exteriores son eyectadas explosivamente en una explosi\u00f3n de supernova del tipo II.<\/p>\n En las estrellas menos masivas la evoluci\u00f3n procede de manera bastante diferente, en parte porque sus n\u00facleos son lo suficientemente densos como para que sean importantes los efectos de degeneraci\u00f3n.<\/p>\n Cuando el helio entra en ignici\u00f3n en un n\u00facleo degenerado lo hace explosivamente en un flash del helio, haciendo que el n\u00facleo se expanda. Despu\u00e9s, con la estrella en la rama horizontal del diagrama HR, el helio contin\u00faa quem\u00e1ndose de forma no explosiva en el n\u00facleo, mientras que el hidr\u00f3geno se quema en una capa circundante. Una vez que el Helio se ha agotado en el n\u00facleo, contin\u00faa quem\u00e1ndose en una capa durante la fase de la rama gigante asint\u00f3tica.<\/p>\n Los detalles de la fase evolutiva posteriores son inciertos. Sin embargo, se piensa que las capas externas de las gigantes rojas son expulsadas para formar una Nebulosa planetaria, dejando al n\u00facleo de la estrella expuesto, constituyendo una enana blanca<\/a>. As\u00ed pues, el punto final de la evoluci\u00f3n estelar, tanto en las estrellas masivas como en las poco masivas es que la mayor parte de la estrella es dispersada en el espacio interestelar, dejando un remanente colapsado de combustible nuclear agotado.<\/p>\n Ma\u00f1ana el comentario N\u00famero 2. CLASES DE ESTRELLAS.<\/p>\n Emilio silvera ( miembro del GEA y colaborador del AIA-IYA2009).<\/p>\n\n
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