1. ESTRELLAS Luisa Fernanda Rodríguez Díaz Centro De Investigaciones Astrofísicas Eureka Colegio San José

2. ¿Qué es una estrella?

3. Formación y comienzo de vida Nubes de gas y polvo llamadas Nebulosas. Interacción de fuerzas, principalmente la gravedad. Tiempo suficiente para la formación sin interrupciones.

4. Nebulosa NGC 604 de la Galaxia M33 o del Triángulo a 2.7 millones de años luz de la Tierra. Ocupa 1300 años luz de espacio. Nebulosa de la Tarántula de la Gran Nube de Magallanes con una extensión de 1000 años luz.

6. Paso de objetos que interfieran en la gravedad del cúmulo.

8. Protoestrella

9. Nubes de polvo con formación de la protoestrella en su centro.

10. La protoestrella evoluciona y entra a una etapa según su tipo: Para tipos F, G, K, M se les llama T-Tauri. Para tipos O,B,A se les llama Objetos HH(HerbigHaro). Esta clasificación consiste en estrellas variables irregulares. Aquí se encuentran en la secuencia Pre-Principal.

11. Ejemplo de T-Tauri tomadas en infrarrojo.

12. Objetos HH Los chorros que emiten son más potentesy toman dirección según el campo magnético de la estrella. Los chorros quitan momento angular de la estrella, disminuyendo la rotación de la estrella. Dan origen al acrecimiento.

13. Objetos Herbig-Haro.

14. HH47 se encuentra cerca de la nebulosa de La Goma. HH1 y HH2 se encuentra cerca de la Nebulosa de Orión.

15. Las llamó así JillTarter en 1975 (SETI), antes llamadas enanas negras. Son estrellas con características de planetas. Emiten muy poca luz visible, casi nula, principalmente se les ve por el espectro infrarrojo. Su temperatura varía entre 600° - 2200°K. ENANAS MARRONES

16. ¿Dónde buscarlas? Como compañeras de estrellas cercanas. Objetos en espacios aislados. Cúmulo de estrellas.

18. Estrellas jóvenes Son estrellas al iniciarse en la secuencia principal. Aquí permanecen la mayor parte de su vida donde quema H, en un proceso llamado Fusión de Hidrógeno o cadena protón-protón donde4 átomos de H chocan para forma un átomo de He.

19. H H H H He Esta fusión crea un fotón de luz. Diagrama de la cadena protón-protón o fusión de Hidrógeno. Al unirse los átomos de H forman uno de He y además también liberan energía. En una estrella al principio de la fusión de H hay un 75% de este un 25% de He y esa misma cantidad se mantiene casi siempre, hasta que los átomos de H empiezan a agotarse.

21. Equilibrio de fusión La fusión del H, se inicia como una bomba, por tal razón la gran velocidad que se necesita para llegar a que se de esa fusión llevaría a la estrella a que estallara pero la gravedad de esta hace que las estrellas en cambio se inflen hasta cierto tamaño para lograr su estabilización.

22. La estrella se encuentra a una temperatura mayor de 11 millones de grados, es capaz de generan vientos solares o llamarada solar en periodos que dependen de sí misma. Cuando se producen expulsan el material caliente al espacio a una velocidad que difiere por cada tipo de estrella en cualquier dirección.

23. Clasificación estelar Las estrellas se clasifican según su espectro y su luminosidad:

24. Tamaños según clasificación espectral

25. Las 25 estrellas más brillantes

27. Clasificación según la luminosidad

28. Diagrama de Hertzsprung-Russell. El diagrama fue diseñado por el danés Ejnar Hertzsprung, en 1911 y , el estadounidense Henry Norris Russell.

30. Muerte estelar Cuando una estrella ha agotado toda su reserva de H es que ha terminado su secuencia principal, en consecuencia se genera el proceso triple alfa. Consiste en que 3 átomos de He se fusionan para formar un átomo de C. para que se dé este proceso el núcleo tiene que haber elevado su temperatura a más de 82 millones de grados.

31. Esta fusión lleva a que las capas externas de la estrella se expandan, por lo que la atmosfera de la estrella a penas se sostendrá débilmente por la gravedad, por lo que empieza a liberarse de la estrella. Las capas son iluminadas por la estrella y se crea el fenómeno de la nebulosa planetaria.

32. Expulsión de la capa externa de una estrella al ya no poder sostenerse en esta misma. Formación de las primeras nebulosas planetarias alrededor de la estrella. Ejemplo de una nebulosa planetaria.

33. La gravedad comprime a la estrella, pero la presión ejercida sobre los electrones llamada presión de degeneración de electrones mantiene a la estrella aún cuando está por alcanzarse el tamaño de la Tierra.

34. La estrella se convierte en un remanente llamada enana blanca. Es muy densa,con 300 mil veces la masa de nuestro planeta. La enana blanca se va enfriando en millones de años más hasta enfriarse.

35. Enana blanca en un sistema binario o múltiple Cuando una enana blanca se encuentra en compañía de otra estrella, tiene otra posibilidad para morir. La enana blanca al estar ligada gravitacionalmente con la estrella crea una transferencia de H. Cuando la enana no soporta más la cantidad de material, explota en una supernova 1A

36. MUERTE ESTRELLA GIGANTE Y SUPER GIGANTE Las Supergigantes antes de morir queman otros elementos más pesados: H con He, He con C y O, O con Ne y M, Si, S y en última instancia Fe. Este último absorbe energía lo que vuelve a la estrella inestable haciéndola explotar.

38. Demostración de los niveles de materiales pesados fusionados dentro de la estrella.

40. El colapso del núcleo de Fe “rebota” y la estrella explota en una explosión colosal dejando un remanente llamado Nebulosas tipo II. Estás permitirán la formación de nuevas estrellas, planetas, lunas y otros objetos celestes.

41. Sin embargo, aún al haber explotado la estrella, aún permanece su núcleo. La gravedad lo sigue aplastando, pero se mantiene cuando se combinan protones y electrones creando la estrella de neutrones.

42. El campo magnético se mueve con la estrella. A su vez, este lleva los electrones cargados a los ejes y su movimiento provoca un rayo de luz enfocado. A esto se le llama Pulsar.

43. Aún así, existen estrellas que tienen un colapso más grande convirtiéndose en un agujero negro, que básicamente, se origina por la explosión de una estrella gigantesca.