LOS HABITANTES DE LA GALAXIA

Existe una clara confusión para algunos estudiantes e incluso docentes en la diferenciación de los términos galaxia y Sistema Solar, el cual se espera dejar aclarado en este texto. La Galaxia de la Vía Láctea está compuesta por un número de estrellas superior a 200 mil millones, polvo interestelar que forma nebulosas y materia oscura que se hace invisible al ojo.

Estrellas

En términos generales puede afirmarse que una estrella un cuerpo celeste que brilla con luz propia. Siendo más técnico y preciso, podría definirse como un cúmulo de materia (gas) en estado de plasma en un continuo proceso de colapso, en la que interactúan diversas fuerzas que equilibran dicho proceso en un estado hidrostático. Una estrella es un equilibrio entre la enorme fuerza de gravedad que la hace contraer y el calor de la fusión que la hace expandir. El tiempo que tarde en colapsar una estrella depende del tiempo en el que las diversas fuerzas dejen de equilibrarse una a la otra.

Formación y Evolución estelar

Diagrama Hertzprung RussellLas estrellas se forman en el interior de enormes nubes moleculares, de hidrógeno principalmente, llamadas nebulosas. El proceso se lleva a cabo una vez que estas nubes empiezan a caer sobre sí mismas debido a la acción de supernovas o la simple atracción gravitatoria en su interior. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El equilibrio hidrostático se alcanza cuando finalmente comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión nuclear, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal (ver diagrama de Hertzprung Russell), fase que ocupará aproximadamente el 90% de su vida. Cuando se agote el hidrógeno del núcleo de la estrella, su paso evolutivo siguiente dependerá de la masa, y podrá convertirse en una enana blanca, o explotar como supernova dejando una estrella de neutrones o un agujero negro.

Muchas estrellas, como el Sol, tienen simetría esférica debido a sus bajas velocidades de rotación. Sin embargo, otras estrellas giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja, y debido al viento estelar la masa final será mucho más baja que la masa original de la estrella. Al final de su vida se producirá, en la mayoría de los casos, una nebulosa planetaria o una supernova, expulsando al espacio material de su propia masa. La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde podrían formar nuevas estrellas y planetas.

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