Estrellas Novas Y Supernovas

Condensación de gases interestelar

Las estrellas y los cometas se habrían formado por condensación del gas interestelar cuya masa, a pesar de su tenuísima densidad, menor que la del vacío más perfecto que puede conseguirse en el laboratorio, es muy superior a la masa de todas las estrellas juntas En el espacio entre las estrellas hay gas y polvo, los cuales representan, al menos, un 20% de la masa de nuestra galaxia. En la Vía Láctea se considera que existe una densidad de gas de aproximadamente 0,2 a 0,5 átomos/cm3en los alrededores del Sol.

El gas se trata de átomos y moléculas, fundamentalmente de hidrógeno; en orden de abundancia le siguen el helio, el carbono, el oxígeno, el nitrógeno y el hierro.

La materia interestelar se encuentra concentrada principalmente hacia el plano de la galaxia, en la faja que corresponde a la Vía Láctea; allí se pueden observar nebulosidades brillantes de carácter difuso denominadas nebulosas. Estas nebulosas se clasifican según tres tipos: (a) nebulosas brillantes o de emisión, (b) nebulosas de reflexión y (c) nebulosas planetarias.

El hidrógeno aparece tanto ionizado como neutro; las nebulosas brillantes se componen de hidrógeno ionizado y de otros elementos también ionizados. El hidrógeno no ionizado (neutro) se encuentra en los brazos espirales de la Vía Láctea y es posible detectarlo a través de las radio ondas.

A las nubes de hidrógeno neutro, se las conoce como Regiones HI; su temperatura se encuentra entre los -150 ºC; y -50 ºC;. Las nebulosas de emisión (como la de Orión) brillan por influencia de estrellas cercanas muy luminosas y por consiguiente de alta temperatura. Las regiones donde ser observan estas nebulosidades son denominadas Regiones HII; la temperatura de estas regiones es del orden de los 10.000 ºC; en ellas, las partículas sólidas se han evaporado y se componen fundamentalmente por átomos e iones, formando una nube de baja densidad.

Finalmente, mencionemos una nebulosa como la asociada al cúmulo abierto de Pléyades, que muestra un espectro (de absorción) similar al de las estrellas más brillantes del grupo; este hecho indica que la nebulosa (de polvo) refleja la luz de las estrellas: es una nebulosa de reflexión.

Por otra parte, una nebulosa planetaria consiste en una nube de gas que rodea una estrella brillante, la cual se halla en un estado evolutivo avanzado. La nebulosa corresponde a la superficie proyectada de una esfera y, ópticamente, presenta un disco circular (de allí su nombre de planetaria, ya que simula el disco de un planeta). Estas nebulosas resultan del proceso de pérdida de masa por parte de una estrella ubicada en su centro.

El polvo interestelar no puede ser observado directamente; su presencia se manifiesta por el efecto que produce sobre las estrellas situadas detrás: absorben la luz de las estrellas más alejadas. El polvo bloquea la luz de las estrellas más alejadas, de modo que en ciertas regiones aparecen manchas en el cielo tales como si fueran zonas oscuras. Por otra parte, se debe recordar también que el polvo cambia el color de la luz; en el decir de los astrónomos: la enrojecen, es decir, transmiten más fácilmente luz roja que luz azul.

Tambien existen nubes de material interestelar absorbente, conocidas como nebulosas oscuras: objetos que ocultan la luz de las estrellas situadas detrás de los mismos; en las cercanías del polo sur celeste se halla una muy conocida, ya que se puede detectar su presencia a simple vista. Es la nebulosa llamada Bolsa de Carbón, en la constelación de la Cruz del Sur.

La lenta acumulación de gas y polvo puede conducir a la formación de nuevas estrellas, las cuales tendrán diferente composición química de acuerdo con el momento que nazcan. En general, el gas frío no es visible para nuestros telescopios convencionales y se hacen necesarios entonces los radiotelescopios; sólo cuando el gas que rodea una estrella de muy alta temperatura, se calienta y resulta entonces perfectamente visible.

Considerando la cantidad de materia interestelar que hay en nuestra galaxia, debemos suponer que la formación de las estrellas sucede bajo una serie de circunstancias especiales.

En principio, hay un inconveniente de tipo físico que impide una condensación directa de la nube de gases interestelar, y es el campo magnético de las estrellas circundantes. Hay que tener presente que en las nubes, el gas está ionizado, por lo que el movimiento de los iones de éste se ven afectados por los campos magnéticos externos. Una posibilidad para salvar este hecho y favorecer la compresión del gas estaría en considerar que el gas cercano, calentado por la estrella, al expandirse presione sobre el gas frío comprimiéndolo, o bien, que algunas estrellas, al final de su vida, exploten arrojando material al espacio, el cual, si encuentra una nube de gas a su paso, la compriman. Los cálculos teóricos que consideran esta posibilidad apuntan a que el grado de compresión es demasiado pequeño para formar estrellas. De todos modos, parecen existir ciertos indicios observacionales de que señalan la posibilidad real.

Una variante de lo anterior es el caso de densas nubes de gas interestelar. En tales casos, la ionización del gas sólo afectaría a las capas externas de la nube, permaneciendo neutros los átomos de la nube mas interior, al verse "protegidos" de la radiación térmica externa. Una nube de este tamaño, sería además, lo suficientemente densa para que iniciara la condensación por propia acción gravitacional, a pesar de su energía térmica. Sin embargo, una nube tan superdensa como la aquí descrita llegaría a formar una estrella de mil millones de soles, por lo que esta idea necesita ser perfeccionada.

La siguiente idea que mejora el modelo de formación estelar, está en el hecho de sugerir que las estrellas nacen en grupos, no individualmente, lo que conlleva a admitir que esta nube ha debido fragmentarse en algún momento.

La gran nube interestelar se contrae (al menos su región central), y cuando alcanza un determinado nivel, se vuelve inestable. Los trozos más pequeños que el tamaño total de la nube, son capaces de mantenerse reunidos y contraerse por su propia gravitación. En este punto, la nube se fragmenta y los diferentes trozos resultantes siguen contrayéndose hasta que también se vuelven inestables. Entonces sucede otra fragmentación y el proceso se repite varias veces. La contracción calienta el gas y al final, los fragmentos se calientan tanto que se les conoce como protoestrellas. En ese momento, se detiene la fragmentación y la materia se vuelve opaca. Como resultado, el calor no fluye hacia el exterior de la estrella en formación, sino que queda retenido, estableciéndose un equilibrio entre contracción gravitatoria y presión de radiación. (denominado Equilibrio hidrostático)

Estrella

En sentido general, una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia; mientras que en términos más técnicos y precisos podría decirse que se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la energíaproducida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética. Sin embargo, este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro que constituyen la evolución de la estrella.

Una estrella es uno astro similar a nuestro sol, que brilla a través de reacciones nucleares que ocurren en el centro. Con la excepción del Sol, las estrellas aparecen a simple vista como un brillante, brillante debido a la turbulencia atmosférica, sin movimiento aparente de inmediato en relación con otros objetos en el cielo. Todas las estrellas están mucho más distantes de la Tierra que el sol. La estrella más cercana, Próxima Centauri, se encuentra a unos 4 años luz del sistema solar, cerca de 250 000 veces más lejos que el sol. La masa de una estrella es el orden de 1030 kg y su radio de alrededor de unos pocos millones de millas.

La potencia radiada por una estrella como el Sol es de unos 1026 vatios. Estrellas debido a la contracción de una nebulosa de gas y polvo bajo la influencia de la gravedad formulario. Si el calentamiento del material es suficiente, se activará el ciclo de reacciones nucleares en el corazón de la nebulosa para formar una estrella. La energía liberada por estas reacciones es entonces suficiente para detener su contracción debido a la presión de la radiación generada.

Gigante roja

Una 'gigante roja' (red giant en inglés), fue descubierta por Leik Myrabo. Es una estrella de masa baja o intermedia (menos de 8-9 masas solares) que, tras haber consumido el hidrógeno en su núcleo durante la etapa de secuencia principal, convirtiéndolo en helio por fusión nuclear, comienza a quemar hidrógeno en una cáscara alrededor del núcleo de helio inerte. Esto tiene como primer efecto un aumento del volumen de la estrella y un enfriamiento de su superficie, por lo que su color se torna rojizo. En esa fase previa a la de gigante roja, la estrella recibe el nombre de subgigante. En un momento dado, la atmósfera de la estrella alcanza un valor mínimo crítico de la temperatura por debajo del cual ya no puede descender, lo que obliga a la estrella a aumentar su luminosidad y volumen a

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