{"id":25770,"date":"2020-11-28T07:24:31","date_gmt":"2020-11-28T06:24:31","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=25770"},"modified":"2020-11-28T07:24:31","modified_gmt":"2020-11-28T06:24:31","slug":"%c2%a1las-estrellas-%c2%bfque-seriamos-sin-ella-p-no-seriamos","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2020\/11\/28\/%c2%a1las-estrellas-%c2%bfque-seriamos-sin-ella-p-no-seriamos\/","title":{"rendered":"\u00a1Las estrellas! \u00bfQu\u00e9 ser\u00edamos sin ella? P no ser\u00edamos"},"content":{"rendered":"
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\"El<\/p>\n

En \u00e9stas regiones de inmensas nebulosas se forman las estrellas y los mundos<\/p>\n

 <\/p>\n

\"De<\/p>\n

Aqu\u00ed podemos ver el recorrido de la vida y la muerte de una estrella como el Sol<\/p>\n

 <\/p>\n

\"A<\/p>\n

Ainque se ha especulado con la posible existencia de estrellas de Quarks, no han sido vistas<\/p>\n

 <\/p>\n

\"Estrellas\"Elementos<\/p>\n

Las estrellas de Quarks estar\u00edan hechas de materia extra\u00f1a. En las estrellas se “fabrican” los elementos<\/p>\n

 <\/p>\n

No tiene ning\u00fan sentido explicar, sin m\u00e1s, lo que es un agujero negro<\/a>, sin que antes explique algo sobre las estrellas que, en definitiva, son las que dan el origen de estos fen\u00f3menos cosmol\u00f3gicos conocidos como agujeros negros<\/a>, estrellas enanas blancas, de neutrones<\/a> , o, \u00bfDe Quarks?<\/p>\n

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\"Buscando\"LAS<\/p>\n

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Los beb\u00e9s empiezan a crecer antes de nacer, cuando todav\u00eda se encuentran en el \u00fatero de la madre. Lo mismo pasa con las estrellas: antes de empezar a brillar, crecen dentro de una gran nube de polvo y gas. Un equipo de astr\u00f3nomos japoneses descubri\u00f3 nuevos detalles sobre el crecimiento de estas proto-estrellas.<\/p>\n

Las estrellas se forman a partir de nubes de gas que entran en colisi\u00f3n. El gas cae sobre s\u00ed mismo por efecto de la gravedad, hasta que empieza a acumularse y forma un disco plano, en cuyo centro se encuentra la proto-estrella. Tambi\u00e9n se pueden formar planetas en el disco.<\/p>\n

Cabe preguntarse, entonces, en qu\u00e9 momento empiezan a formarse los discos y d\u00f3nde se encuentra el punto de transici\u00f3n entre el gas proveniente de la nube original y el disco plano que gira. Gracias a ALMA, un equipo de astr\u00f3nomos japoneses dilucid\u00f3 el enigma, al menos en el caso de una proto-estrella conocida como TMC-1A.<\/p>\n

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\"Atacama<\/p>\n

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Gracias a la sensibilidad de ALMA y su capacidad de observar detalles, los cient\u00edficos pudieron determinar con precisi\u00f3n el punto de transici\u00f3n entre ambos estados, a unos 13.500 millones de kil\u00f3metros de la estrella que se encuentra en pleno crecimiento. En otras palabras, el di\u00e1metro del disco tiene cerca de tres veces el tama\u00f1o de la \u00f3rbita del planeta Neptuno, en nuestro Sistema Solar.<\/p>\n

 <\/p>\n

\"Nube<\/p>\n

Las estrellas se forman en nubes moleculares como esta<\/p>\n

 <\/p><\/blockquote>\n

Las estrellas, enormes bolas de gas y polvo luminosas que desde su nacimiento producen energ\u00eda por la fusi\u00f3n nuclear del hidr\u00f3geno para formar helio. El t\u00e9rmino, por tanto, no s\u00f3lo incluye estrellas como el Sol, que est\u00e1n en la actualidad quemando hidr\u00f3geno, sino tambi\u00e9n proto-estrellas, a\u00fan no lo suficientemente calientes como para que dicha combusti\u00f3n haya comenzado, y varios tipos de objetos evolucionados como las estrellas gigantes y supergigantes, que est\u00e1n quemando otros combustibles nucleares m\u00e1s complejos que el hidr\u00f3geno, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que est\u00e1n formadas por combustibles nuclear gastado.<\/p>\n

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\"Astrof\u00edsica<\/p>\n

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Esta magn\u00edfica vista de la zona que rodea a la estrella R Coronae Australis fue creada a partir de im\u00e1genes tomadas con el Wide Field Imager (WFI) de ESO en el Observatorio La Silla, en Chile. R Coronae Australis se ubica en el coraz\u00f3n de una regi\u00f3n cercana de formaci\u00f3n estelar y est\u00e1 rodeada por una delicada nebulosa de reflexi\u00f3n azulada que se encuentra en una enorme nube de polvo. La imagen revela sorprendentes nuevos detalles de esta espectacular \u00e1rea del cielo.<\/p><\/blockquote>\n

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\"Betelgeuse<\/p>\n

Betelgeuse captada por\u00a0ALMA<\/a>.<\/p>\n

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Rigel en IC 2118<\/p>\n

Cuando una estrella masiva termina su estancia en la secuencia principal se convierte en una estrella s\u00fape-rgigante, y su evoluci\u00f3n se vuelve mas r\u00e1pida. Dos ejemplos de estrellas s\u00faper-gigantes son las estrellas de Betelgeuse y Rigel en la constelaci\u00f3n de Ori\u00f3n. Betelgeuse es 1000 veces m\u00e1s grande que el Sol, y 20 veces m\u00e1s masiva. Rigel a su vez es 17 veces m\u00e1s masiva que el Sol.<\/p>\n

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\"Comparison<\/a><\/div>\n
Enana roja<\/a>,\u00a0El Sol<\/a>,\u00a0Gigante azul<\/a>\u00a0y\u00a0R136a1<\/strong><\/div>\n<\/div>\n<\/div>\n<\/blockquote>\n
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Por lo menos tres estrellas presentan masas que superan las 150 veces la masa del Sol. Una de esas estrellas,\u00a0R136a1<\/strong>, es la estrella m\u00e1s masiva encontrada hasta la fecha, con 265 masas solares, as\u00ed como la m\u00e1s luminosa, unas 8 700 000 veces el brillo del Sol.<\/div>\n<\/blockquote>\n<\/div>\n

\u00a0La masa m\u00e1xima de una estrella para que sea estable, es de unas 150 masas solares, por encima de la cual no estar\u00eda garantizada su estabilidad, ser\u00eda destruida por su propia radiaci\u00f3n. Esto no impide que puedan existir algunos casos extra\u00f1os (como el de\u00a0R136<\/a>a19<\/p>\n

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\u00a0\"Astr\u00f3nomos<\/div>\n
Enana roja<\/div>\n<\/div>\n<\/div>\n<\/div>\n<\/div>\n
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Este tipo lo forman la mayor parte de las estrellas, siendo sus valores de masa y di\u00e1metro inferiores a la mitad de los del Sol (por debajo de 0,08 masas solares se denominan\u00a0enanas<\/strong>\u00a0marrones) y una temperatura superficial de menos de 4000 K.<\/div>\n<\/div>\n<\/div>\n
\"Enana<\/div>\n
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La masa m\u00ednima est\u00e1 calculada en 0\u201980 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. Las luminosidades de estrellas var\u00edan desde alrededor de medio mill\u00f3n de veces la luminosidad del Sol para las m\u00e1s calientes hasta menos de una mil\u00e9sima de la del Sol para las enanas m\u00e1s d\u00e9biles. 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

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\"EtaCarinae.jpg\"<\/div>\n
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“Eta Carinae<\/strong>\u00a0(abreviado:\u00a0\u03b7 Carinae<\/strong>\u00a0o\u00a0\u03b7 Car<\/strong>) es una estrella binaria del tipo\u00a0variable luminosa azul<\/a>\u00a0hipermasiva, situada en la\u00a0constelaci\u00f3n<\/a>\u00a0de la\u00a0Quilla<\/a>, a alrededor de 7 500 a\u00f1os luz (2 300 parsecs) del sistema solar, es miembro del c\u00famulo estelar abierto\u00a0Trumpler 16<\/a>. Su\u00a0masa<\/a>\u00a0oscila entre 100 y 150 veces la\u00a0masa solar<\/a>, lo que la convierte en una de las estrellas m\u00e1s masivas conocidas en\u00a0nuestra galaxia<\/a>. Asimismo, posee una alt\u00edsima\u00a0luminosidad<\/a>, de alrededor de cuatro millones de veces la del\u00a0Sol<\/a>; debido a la gran cantidad de\u00a0polvo<\/a>\u00a0existente a su alrededor, Eta Carinae irradia el 99\u00a0% de su luminosidad en la\u00a0parte infrarroja<\/a>\u00a0del\u00a0espectro<\/a>, lo que la convierte en el objeto m\u00e1s brillante del cielo en el intervalo de\u00a0longitudes de onda<\/a>\u00a0entre 10 y 20\u00a0\u00b5m<\/a>.<\/p>\n

\"El<\/p>\n

C\u00famulo estelar abierto\u00a0Trumpler 16<\/a><\/p>\n

Eta Carinae es una estrella muy joven, con una edad de entre dos y tres millones de a\u00f1os, y se encuentra situada en\u00a0NGC 3372<\/a>, tambi\u00e9n llamada la Gran Nebulosa de Carina o simplemente nebulosa de Carina. Dicha nebulosa contiene varias estrellas supermasivas, incluyendo, adem\u00e1s de Eta Carinae, la estrella\u00a0HD 93129A<\/a>.<\/p>\n

\"Nebulosa<\/p>\n

La estrella est\u00e1 rodeada por una\u00a0nebulosa<\/a>\u00a0conocida como la\u00a0nebulosa del Hom\u00fanculo<\/a>. Dada su gran masa, Eta Carinae es altamente inestable y propensa a violentas eyecciones de materia. Seg\u00fan las teor\u00edas actuales de la estructura y de la evoluci\u00f3n estelares, esta inestabilidad es causada por una luminosidad extrema y una temperatura superficial no excesivamente caliente, lo que la sit\u00faa dentro del\u00a0diagrama Hertzsprung-Russell<\/a><\/a>\u00a0en una regi\u00f3n afectada por el\u00a0l\u00edmite de Eddington<\/a>. En dichas circunstancias, la elevad\u00edsima presi\u00f3n de la radiaci\u00f3n en la “superficie” de la estrella hace que \u00e9sta expulse grandes cantidades de materia de sus capas exteriores al espacio. En la imagen se puede apreciar la nebulosa Hom\u00fanculo, formada por estas eyecciones de materia.”<\/p>\n

\"Diagrama<\/p>\n

“El\u00a0diagrama de Hertzsprung-Russell<\/a><\/strong>\u00a0(com\u00fanmente abreviado como\u00a0diagrama H-R<\/strong>) es un\u00a0gr\u00e1fico de dispersi\u00f3n<\/a>\u00a0de\u00a0estrellas<\/a>\u00a0indicando la relaci\u00f3n entre las\u00a0magnitudes absolutas<\/a>\u00a0o\u00a0luminosidades<\/a>\u00a0de las estrellas en comparaci\u00f3n con sus\u00a0clasificaciones espectrales<\/a>\u00a0o las\u00a0temperaturas efectivas<\/a>. De forma m\u00e1s sencilla, en el gr\u00e1fico se traza cada estrella para medir su brillo en comparaci\u00f3n con su temperatura (color).”<\/p>\n

\"1<\/p>\n

“El l\u00edmite de Eddington<\/strong>\u00a0(tambi\u00e9n conocido como luminosidad de\u00a0Eddington<\/strong>) es la m\u00e1xima luminosidad que puede pasar a trav\u00e9s de una capa de gas en equilibrio hidrost\u00e1tico, suponiendo simetr\u00eda esf\u00e9rica, una composici\u00f3n de hidr\u00f3geno puro, gravedad newtoniana e interacci\u00f3n entre materia y radiaci\u00f3n \u00fanicamente por dispersi\u00f3n”<\/p>\n

\"Yumys<\/p>\n

Cuando vemos las cosas con cierta asiduidad, como nos pasa con las estrellas en la oscuridad de la noche, perdemos la perspectiva y s\u00f3lo vemos “puntitos brillantes que titilan debido a la atm\u00f3sfera que nos separa de ellas, y, raramente pensamos en lo mucho que all\u00ed est\u00e1 sucediendo. Sin ellas, no estar\u00edamos aqu\u00ed.<\/p>\n

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 <\/p>\n

\"Observatorio\"El<\/p>\n

 <\/p>\n

 <\/p>\n

El\u00a0Observatorio Chandra de Rayos X de la\u00a0NASA<\/strong><\/a>\u00a0public\u00f3 una imagen del origen de los elementos qu\u00edmicos. De hecho, cerca del 99% de nuestro cuerpo est\u00e1 hecho de cuatro elementos qu\u00edmicos:\u00a0carbono<\/strong>,\u00a0hidr\u00f3geno<\/strong>,\u00a0ox\u00edgeno<\/strong>\u00a0y\u00a0nitr\u00f3geno<\/strong>.<\/p>\n<\/div>\n

si no fuera por las estrellas que explotan, se fusionan y colapsan en el espacio no existir\u00edamos. \u201cT\u00fa eres una estrella\u201d, dice el\u00a0Observatorio Chandra de Rayos X de la\u00a0NASA<\/strong><\/a>.<\/p>\n

\"\u00c1cido\"ADN:<\/p>\n

“El nitr\u00f3geno en nuestro ADN, el calcio en nuestros dientes, el hierro en nuestra sangre, el carbono en nuestras tartas de manzana se hicieron en el interior de las estrellas colapsadas. Estamos hechos de materia estelar”,\u00a0dijo una vez el cient\u00edfico\u00a0Carl Sagan<\/strong>\u00a0en la serie\u00a0Cosmos<\/em>.<\/p>\n

Para saber m\u00e1s sobre la relaci\u00f3n entre el ser humano y el universo, el Observatorio Chandra de Rayos X comparti\u00f3 una imagen en la que indica que:<\/p>\n

<\/h4>\n

\"Demostrado.<\/h4>\n

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73%<\/strong>\u00a0de los \u00e1tomos del cuerpo humano provienen de la\u00a0explosi\u00f3n de estrellas masivas<\/strong>.<\/h4>\n

16,5%<\/strong>\u00a0del ser humano es producto de la\u00a0muerte de estrellas de baja masa<\/strong>.<\/p>\n

9,5%<\/strong>\u00a0de los \u00e1tomos humanos llegaron de la\u00a0fusi\u00f3n del Big Bang<\/a><\/strong>, la gran explosi\u00f3n que cre\u00f3 el universo.<\/p>\n

1%<\/strong>\u00a0de los \u00e1tomos del ser humano son parte de la\u00a0explosi\u00f3n de enanas blancas<\/strong>.<\/h4>\n

 <\/p>\n

\"Cristianos<\/p>\n

\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0CHON (Carbono, Hidr\u00f3geno, Ox\u00edgeno y Nitr\u00f3geno)<\/strong><\/p>\n

 <\/p>\n

De hecho, cerca del\u00a099% de nuestro cuerpo est\u00e1 hecho de cuatro elementos qu\u00edmicos:\u00a0carbono<\/strong>,\u00a0hidr\u00f3geno<\/strong>,\u00a0ox\u00edgeno<\/strong>\u00a0y\u00a0nitr\u00f3geno<\/strong>. Siendo el\u00a0ox\u00edgeno<\/strong>\u00a0el que m\u00e1s abunda con un apr\u00f3ximado de 65% y seguido por el\u00a0carbono<\/strong>\u00a0que ocupa un poco m\u00e1s del 19%.<\/p>\n

\u00bfPero c\u00f3mo es que somos estrellas?<\/h3>\n

 <\/p>\n

\"La<\/p>\n

 <\/p>\n

\u201cUna estrella se forma cuando una gran cantidad de gas, fundamentalmente hidr\u00f3geno, empieza a colapsar sobre s\u00ed mismo debido a su atracci\u00f3n gravitatoria\u201d, dice\u00a0Stephen Hawking<\/a><\/strong>\u00a0en su libro\u00a0La teor\u00eda del todo<\/em>.\u00a0Hidr\u00f3geno<\/strong>\u00a0es el elemento n\u00famero 1 de la tabla peri\u00f3dica porque es el m\u00e1s b\u00e1sico dentro del universo y el que abunda.<\/p>\n

Cuando el gas se contrae, los \u00e1tomos colisionan entre s\u00ed con mayor frecuencia y con mayor velocidad, esto hace que el gas se caliente a temperaturas tan grandes que cuando los \u00e1tomos de hidr\u00f3geno ya no reboten, se fusionar\u00e1n para formar\u00a0helio<\/strong>, el segundo elemento de la tabla peri\u00f3dica. El brillo de las estrellas es el calor liberado por esta reacci\u00f3n.<\/p>\n

\"Subrahmanyan<\/p>\n

A inicios del siglo XX, el\u00a0cient\u00edfico indio\u00a0Subrahmanyan Chandrasekhar<\/strong>\u00a0fue quien calcul\u00f3\u00a0el tama\u00f1o necesario para que una estrella explote o se mantenga\u00a0 contra su propia gravedad. Dicha masa es conocida como el\u00a0l\u00edmite de\u00a0Chandrasekhar<\/a>. Por \u00e9l es que el observatorio de rayos x adopta el nombre.<\/p>\n

Un poco de qu\u00edmica<\/h3>\n

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\"Ilustraci\u00f3n\"Sodio:\"Icono<\/p>\n

 <\/p>\n

El\u00a0\u00f3xigeno<\/strong>\u00a0(O) es el elemento m\u00e1s abundante en el cuerpo humano, junto al\u00a0magnesio<\/strong>\u00a0(Mg) y al\u00a0sodio<\/strong>(Na) son el resultado de gigantescas explosiones de estrellas masivas que son\u00a0conocidas como\u00a0supernovas<\/strong><\/a>, que ocurren al final de la vida de una estrella, cuando se queda sin combustible (hidr\u00f3geno) o cuando acumulan demasiada materia.<\/p>\n

\"Nuevas<\/p>\n

El\u00a0carbono<\/strong>\u00a0(C), presente en la vida del ser humano,\u00a0 y el\u00a0nitr\u00f3geno<\/strong>\u00a0(N), presente en las plantas y animales, existen principalmente gracias a las estrellas de baja masa que terminan sus vidas como enanas blancas .<\/p>\n

\"BF3\"Mol\u00e9cula\"Nitruro<\/p>\n

Los elementos m\u00e1s extra\u00f1os son el\u00a0boro<\/strong>\u00a0(B) y\u00a0berilio<\/strong>\u00a0(Be), y algunos is\u00f3topos de\u00a0litio<\/strong>\u00a0(Li) son \u00fanicos en sus or\u00edgenes, porque\u00a0fueron\u00a0el resultado de part\u00edculas de alta energ\u00eda llamadas\u00a0rayos c\u00f3smicos\u00a0<\/strong>que al chocar con ciertos \u00e1tomos dan lugar a estos nuevos elementos. Estos\u00a0rayos c\u00f3smicos<\/strong>\u00a0se\u00a0<\/strong>acercan a\u00a0la v\u00eda l\u00e1ctea\u00a0a una velocidad cercana a la de luz.<\/p>\n

Fuente:<\/strong>\u00a0NASA Chandra X-ray Observatory<\/p>\n

Aqu\u00ed os dejo el trabajo que os har\u00e1 mejores conocedores de lo que, en realidad suponen y non las estrellas que, como antes digo, sin ellas no estar\u00edamos aqu\u00ed.<\/p>\n

Emilio silvera<\/p>\n<\/blockquote>\n<\/div>\n<\/blockquote>\n<\/div>\n

\r\n\t\t\r\n\t\t
<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>hotmail correo<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>[?]<\/a><\/span><\/td><\/tr><\/table><\/div>","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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