![\"Identifican](\"https:\/\/www.republica.com\/wp-content\/uploads\/2016\/03\/estrellas_recortada.jpg\")
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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 luminoso 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 \n \n Estrellas masivas que expulsan gases, ya que, cuando la masa es muy grande, su propia radiaci\u00f3n las puede destruir y, de esta manera, descongestionan la tensi\u00f3n y evitan un final anticipado. Debajo ten\u00e9is una estrella super-masiva que ha expulsado gases formando una nebulosa para evitar su muerte. Estaba congestionada y, s\u00f3lo la expulsi\u00f3n de material la puede aliviar y conseguir que siga brillando como estrella evitando explotar como supernova.<\/p>\n <\/p>\n <\/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. Las estrellas m\u00e1s abundantes y longevas del universo son las enanas rojas que, m\u00e1s peque\u00f1as que nuestro Sol y a menor temperatura, fusionan el hidr\u00f3geno en ox\u00edgeno a velocidades m\u00e1s lentas y, algunas, tienen edades pr\u00f3ximas a las del Universo. Por el contrario, las estrellas gigantes y supergigantes, tienen vidas cortas, su voracidad consume hidr\u00f3geno a tal velocidad que, sus vidas, s\u00f3lo consiguen unos pocos cientos de millones de a\u00f1os: Eta Carinae, Btelgeuse y muchas otras.<\/p>\n \n \n \n \n Un ejemplo de estrellas con fuertes vientos estelares son las estrellas de la clase de Wolf-Rayet,\u00a0 tipo espectral O, muy calientes. La intensa presi\u00f3n radiactiva propaga el envoltorio de hidr\u00f3geno y genera una p\u00e9rdida importante de masa. El envoltorio muy caliente de una estrella Wolf-Rayet produce un espectro de emisi\u00f3n. La diversidad de las velocidades de las capas sondeadas dan l\u00edneas muy largas debido al efecto Doppler-Fizeau. Abajo, en la imagen vemos una Nebulosa que rodea a la estrella WR124 en la constelaci\u00f3n de Sagittarius. Las estrellas Wolf-Rayet son estrellas masivas, muy calientes y evolucionadas casi al final de sus vidas. Llegadas a ese punto, sufren una intensa p\u00e9rdida de material debido a los fuertes vientos estelares que generan. La imagen es de la\u00a0 NASA (Hubble<\/a>)<\/p>\n \n \n <\/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. 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<\/sup>, los siete gramos equivalen a una energ\u00eda de 6,3 x 1014<\/sup> 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 \n \n Arriba ten\u00e9is estrellas nuevas en la Nebulosa de Ori\u00f3n, uno de los lugares m\u00e1s escitantes para los investigadores.\u00a0 Ingentes turbulencias de los vientos solares que producen las estrellas masivas y que modelan el entorno de gas y polvo. Las estrellas pueden clasificarse de muchas maneras:<\/p>\n EVOLUCI\u00d3N ESTELAR<\/span><\/p>\n <\/p>\n \n La conocida Nebulosa del Cangrejo es un resto de supernova de tipo pleri\u00f3n, resultante de la explosi\u00f3n de una supernova que fu\u00e9 vista por los chinos en el a\u00f1o 1054, fue visible por el d\u00eda durante 22 meses. Situada a una distancia de aproximadamente 6.300 a\u00f1os luz en la constelaci\u00f3n de Tauro. Sus filamentos de plasma<\/a> son misteriosos para los astrof\u00edsicos que le han dedicado mucho tiempo al estudio de sus cambios de fases.<\/p>\n Como nos dice el t\u00edtulo de m\u00e1s arriba (evoluci\u00f3n estelar), 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 \n \n \n Los astr\u00f3nomos y Astrof\u00edsicos, hacen tomas de estos objetos del cielo en distintas fases de radiaci\u00f3n para poder dilucidar lo que en ellos se encierra, y, de esta manera, pueden observarlos en im\u00e1gines de lus visible, de rayos X<\/a>, en el Ultravioleta o en radiaci\u00f3n gamma, Toda esta variedad le da m\u00e1s riqueza al estudio que, en distintos estadios pueden descubrir m\u00e1s elmentos que en uno.<\/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 proto-estrella 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 \n \n \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\u00a0 HR. Para una estrella como nuestro Sol, esta fase dura varios millones de a\u00f1os. 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,\u00a0 una decena de miles de millones de a\u00f1os para estrellas como el Sol, y algunos miles de millones m\u00e1s de la edad actual del Universo para estrellas poco masivas, como las enanas rojas.<\/p>\n \n <\/p>\n <\/p>\n Estas peque\u00f1as enanas, \u00a0que ocupan el tercio inferior del Diagrama de Hertzsprung-Russell, queman su combustible de hidr\u00f3geno con tanta mesura que pueden durar mucho m\u00e1s que la edad actual del Universo. En el Otro extremo de la escala, en la cima del Diagrama, est\u00e1n las estrellas gigantes de unas 100 \u2013 120 veces la masa del Sol (si fuesen mucho m\u00e1s grandes, estallar\u00edan apenas comenzaran a calentarse, su propia radiaci\u00f3n las destruir\u00eda) Estas inmensas estrellas derrochan el combustible nuclear pr\u00f3digamente, y se quedan sin hidr\u00f3geno en un tiempo relativamente corto para las edades de las estrellas; una estrella diez veces m\u00e1s masiva que el Sol dura menos de 100 millones de a\u00f1os.<\/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 (He + He =\u00a0 Be. Be + He = Carbono).<\/p>\n \n \n \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 \n \n \n \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 \n \n \n \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0Remanente de la supernova de Kepler, SN 1604.<\/p>\n \n Las supernovas de tipo II son el resultado de la imposibilidad de producir energ\u00eda una vez que la estrella ha alcanzado el equilibrio estad\u00edstico nuclear<\/strong> con un n\u00facleo denso de hierro y n\u00edquel. Estos elementos ya no pueden fusionarse para dar m\u00e1s energ\u00eda, sino que requieren<\/em> energ\u00eda para fusionarse en elementos m\u00e1s pesados. La barrera de potencial de sus n\u00facleos es demasiado fuerte para que la fusi\u00f3n sea rentable por lo que ese n\u00facleo estelar inerte deja de sostenerse a s\u00ed mismo y a las capas que est\u00e1n por encima de \u00e9l. La desestabilizaci\u00f3n definitiva de la estrella ocurre cuando la masa del n\u00facleo de hierro alcanza el l\u00edmite de Chandrasekhar<\/a>, lo que normalmente toma apenas unos d\u00edas.\u00a0 Es en ese momento cuando su peso vence a la presi\u00f3n que aportan los electrones<\/a> degenerados del n\u00facleo y \u00e9ste colapsa. El n\u00facleo llega a calentarse hasta los 3.000 millones de grados, momento en el que la estrella emite fotones<\/a> de tan alta energ\u00eda que hasta son capaces de desintegrar los \u00e1tomos de hierro en part\u00edcula alfa<\/a> y neutrones<\/a> en un proceso llamado fotodesintegraci\u00f3n<\/strong>; estas part\u00edculas son, a su vez, destruidas por otros fotones<\/a>, gener\u00e1ndose as\u00ed una avalancha de neutrones<\/a> en el centro de la estrella.<\/p>\n \n \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.\u00a0 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 \n \n \n Ah\u00ed podemos ver una hermosa Nebulosa planetaria. Tal como podr\u00eda ser el d\u00eda de ma\u00f1ana nuestro Sol. En el centro, la Enana Blanca resultante, brilla con fuerza y emite mir\u00edadas de radiaci\u00f3n ultravioleta que inunda el lugar ionizando el gas circundante. En unos cien a\u00f1os, la Nebulosa se ir\u00e1 diluyendo y s\u00f3lo quedar\u00e1 la enana blanca<\/a>, un objeto denso y fr\u00edo, un cad\u00e1ver estelar.<\/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 una parte de la estrella es dispersada en el espacio interestelar, dejando un remanente colapsado de combustible nuclear agotado.<\/p>\n \n \n \n \n Dependiendo de la masa inicial, lo que nos queda ser\u00e1: una enana blanca<\/a> en estrellas como nuestro Sol que al quedar a merced de la Gravedad se contrae hasta el punto en que, la degeneraci\u00f3n de los electrones<\/a> la frena. Si la estrella original es mayor que nuestro Sol, entonces la implosi\u00f3n s\u00f3lo es frenada cuando se unen electrones<\/a> y protones<\/a> para formar neutrones<\/a> y llegado a un punto l\u00edmite, estos se degeneran y son capaces de frenar la contracci\u00f3n de la estrella de neutrones<\/a> como la que arriba podeis ver (mucho m\u00e1s densa que la enana blanca<\/a>). Finalmente, si la estrella es muy masiva, la implosi\u00f3n de la estrella, su compresi\u00f3n es ilimitada, sigue y sigue y ni la degeneraci\u00f3n de los neutrones<\/a> puede frenarla, contin\u00faa contray\u00e9ndose hasta convertirse en un agujero negro<\/a>, tan denso, que ni la luz puede huir de su enorme fuerza gravitatoria.<\/p>\n \n \n Este espect\u00e1culo s\u00ed que ser\u00eda digno de poder ser contemplado. TRAS ANALIZAR 17.500 candidatos, los astr\u00f3nomos Todd Boroson y Tod Lauer localizaron en un Qu\u00e1sar a 4.000 millones de a\u00f1os luz dos agujeros negros<\/a> super-masivos muy pr\u00f3ximos entre si. Orbitan uno alrededor del otro cada cien a\u00f1os. \u00bfSe querr\u00e1n casar? El Agujero Negro resultante ser\u00e1 descomunal, Un monstruo del Cosmos.<\/p>\n As\u00ed, se crea una singularidad<\/a> alrededor de la cual aparece un disco de acreci\u00f3n que es denominado horizonte de sucesos y que marca los l\u00edmites de seguridad para cualquier objeto que se pueda acercar al agujero, y, si dicho l\u00edmite es traspasado, ser\u00e1 engullido sin remedio.<\/p>\n emilio silvera<\/em><\/p>\n![\"Un](\"https:\/\/d7lju56vlbdri.cloudfront.net\/var\/ezwebin_site\/storage\/images\/_aliases\/img_1col\/noticias\/un-estallido-estelar-revela-el-mecanismo-de-formacion-de-las-estrellas-masivas\/5863354-1-esl-MX\/Un-estallido-estelar-revela-el-mecanismo-de-formacion-de-las-estrellas-masivas.jpg\")
<\/p>\n![\"La](\"http:\/\/antwrp.gsfc.nasa.gov\/apod\/image\/1111\/s106_canarias_900.jpg\" "\\"La")
<\/p>\n![\"\"](\"http:\/\/media4.obspm.fr\/public\/VAU\/images\/evolucion\/etacarinaevlt.jpg\")
<\/p>\n![\"WR124\"](\"http:\/\/nssdc.gsfc.nasa.gov\/image\/astro\/hst_wolf-rayet_9838.jpg\")
<\/p>\n![\"Sab\u00edas](\"https:\/\/okdiario.com\/img\/2020\/11\/16\/-sabias-que-nuestra-galaxia-expulsa-estrellas-al-espacio_-1-620x349.jpg\")
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