EVOLUCIÓN ESTELAR

VENTANA INTERACTIVA AL UNIVERSO
Acercando el Cosmos a los científicos del futuro…
EVOLUCIÓN ESTELAR
Creado por la Academia de Astrofísica del Instituto Nacional
Este campo de la Astronomía estudia la clasificación, las características, y la vida de una estrella,
desde que nace, como se desarrolla hasta como concluye su vida.
Estrellas
de
la
nebulosa
Tarántula El cúmulo estelar Hodge
301, en el ángulo inferior derecho de la
fotografía, se encuentra en la nebulosa
Tarántula, en nuestra galaxia vecina:
la Nube Grande de Magallanes.
MAGNITUDES ESTELARES
Hay dos razones por las cuales vemos a una estrella brillante. O porque es muy grande y
está enviando mucha luz, o porque es de menor tamaño pero esta más cerca del Sol. Por
ejemplo, Sirio es la estrella más brillante del cielo nocturno. Es veintiséis veces más luminosa
que
el
Sol,
en
parte
por
su
tamaño
y
por
su
cercanía
a
la
Tierra.
Otra estrella luminosa, Rigel de la constelación de Orión, aunque su magnitud aparente sea
menor que la de Sirio, es 2.000 veces más luminosa, pero está cien veces más lejos que la
estrella de la constelación del Can Mayor.
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Imagen de Sirio vista desde la Tierra
El método de clasificar las estrellas y los objetos astronómicos por su brillo o magnitud,
apreciable a simple vista, utilizado hoy en día fue inventado por los griego en el Siglo II a.C.
A las más brillantes se les asignó el valor 1 y a las más débiles 6, lo que significa que la regla es
a mayor brillo, menor valor. Más tarde se le dio más precisión al sistema, y se estableció que
una estrella de magnitud 1, era 100 veces más brillantes que una de magnitud 6, por lo que el
brillo aumenta 20 veces en cada orden. Ahora con el desarrollo de poderosos telescopios, la
escala de magnitudes ha crecido en ambos sentidos.
Se utilizan 2 tipos de magnitudes:
Magnitud aparente: Es una cifra que indica la cantidad de luz de las estrellas que llega al
observador.
Magnitud absoluta: Es el brillo con que veríamos una estrella desde 10 pársec (32.6 años luz)
de distancia. Se utiliza para conocer cómo es el brillo real de las estrellas y los objetos
astronómicos.
Algunas estrellas brillantes pueden ser fácilmente encontradas en el cielo y nos pueden servir de
guía. Para ello las estrellas se clasifican de acuerdo a sus magnitudes en estrellas de:
-
Primera magnitud: entre -1.5 y +1.5
Segunda magnitud: entre +1.6 y +2.5
Tercera magnitud: entre +2.6 y +3.5
Estrella
Constelación
So l
---
m
M
Distancia
-26.7
4.8
8,33 min-luz
Radio
1
Sirio
Canis Major
-1.5
1.4
9 años-luz
1.8
Canopus
Carina
-0.7
-8.5
1.170 años-luz
210
Vega
Lyra
0.14
0.6
26 años-luz
2.4
Capella
Auriga
0.21
-0.6
42 años-luz
12
Arcturus
Bootes
0.24
-0.2
36 años-luz
30
Rigel
Orion
0.34
-5.8
910 años-luz
42
Betelguese
Orion
0.50
-5.6
310 años-luz
---
Proción
Canis Minor
0.53
2.8
11 años-luz
2.0
Altair
Aquila
0.89
2.4
17 años-luz
1.3
Aldebarán
Taurus
1.06
-0.1
68 años-luz
60
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Pollux
Gemini
1.21
1.2
36 años-luz
16
S pi c a
Virgo
1.21
-2.6
260 años-luz
0.8
Alnitak
Orion
1.80
-5.9
1.110 años-luz
---
Tabla comparativa de magnitudes entre algunas de las estrellas más brillantes del firmamento
Sabías que:
para diferenciar a simple vista un planeta de una estrella basta con notar que las primeras no
titilan o centellean a diferencia de las segundas? Además, los planetas siempre se encuentran en
el plano de la eclíptica.
TEMPERATURA Y COLORES ESTELARES
Para clasificar a las estrellas se utiliza una complicada escala que considera la
temperatura y el color dominante. Esta clasificación fue establecida en Harvard a comienzos del
siglo pasado, y que hoy emplean todos los astrónomos. Las estrellas aparecen distribuidas en 11
tipos espectrales distintos, designados por las letras mayúsculas W, O, B, A, F, G, K, M, R, N y
S. Los más corrientes, ordenados de mayor a menor temperatura, son: O, B, A, F, G, K y M.
Existen subdivisiones numeradas en cada grupo para incluir las estrellas de valores
intermedios. Mientras mayor temperatura tiene un cuerpo más azul es, y al contrario, los tonos
más rojizos indican menor temperatura. Se sabe que las estrellas más frías y rojas contienen
una mayor cantidad de elementos químicos pesados, mientras que las azules contienen sólo los
elementos primordiales: Hidrógeno y Helio.
Las estrellas y los demás objetos estelares, emiten el 99 % de su energía en partículas
subatómicas, especialmente fotones (o cuantos electromagnéticos), partículas sin masa que
viajan a la velocidad de la luz, excitados a diferentes longitudes de onda, abarcando las
diferentes frecuencias del espectro electromagnético.
Podemos ver una pequeña parte de esta energía, la que corresponde a la de la luz
visible, el resto llega como ondas de radio, radiación infrarroja y ultravioleta, rayos X o rayos
Gamma. La Astronomía estudia todas estas emisiones de energía, pues cada tipo de onda,
entrega una parte de la información total de los fenómenos estudiados.
Ahora bien, la temperatura y consecuentemente, la cantidad de energía que emite una
estrella, depende de su masa: cuanto mayor es su masa, mayor es la temperatura y por
consiguiente mayor es la cantidad de energía que irradia. Pero hasta que en su núcleo la
temperatura no alcance un valor de algunos millones de grados, no se producirán
transformaciones nucleares (del tipo de transmutación de hidrógeno en helio) y, por lo tanto,
mientras eso no ocurra, la cantidad de energía que emiten será bastante pequeña (objetos de
esta clase son denominados protoestrellas). Cuando se inicia la vida de una estrella, el calor
de su interior procede de la energía gravitacional, es decir, de la nube de gas que se comprime
sobre sí misma (colapso).
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Diagrama del espectro electromagnético (en inglés, por si no lo notaron =P )
Con los métodos de clasificación estelar y medida de distancias de muchas estrellas, los
astrónomos
Hertzpring y Russell a comienzos del Siglo XX se dieron cuenta que existía una relación
entre el tipo espectral (o temperatura) y la magnitud absoluta (o luminosidad) de una estrella.
Ellos crearon un diagrama en el cual se muestra esta relación, y es denominado
Diagrama HR.
En la escala vertical de este diagrama se dispone la magnitud estelar, y en la horizontal,
la temperatura. En este tipo de diagrama, la temperatura superficial crece de derecha a
izquierda.
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Diagrama HR
TIPOS DE ESTRELLAS
Es posible dividir las estrellas en diferentes tipos según su posición en el diagrama. Así,
por ejemplo, las estrellas hacia el extremo superior derecho del diagrama son de gran tamaño y
poseen temperaturas superficiales bajas. Son denominadas habitualmente gigantes rojas. Por
otro lado, las situadas en el vértice opuesto son pequeñas y calientes y se las suelen denominar
enanas blancas. La inmensa mayoría de las estrellas que se dibujan en un diagrama HR quedan
dispuestas sobre una diagonal que va del extremo inferior derecho al superior izquierdo. A esta
zona se la denomina secuencia principal, al que pertenece, por ejemplo, nuestro Sol.
Como se sabe que la Temperatura depende de la masa, del diagrama HR se desprende una
relación entre la Masa y Luminosidad para las estrellas de la secuencia principal: La luminosidad
es directamente proporcional al cubo de la masa.
L ∝ M3
Las estrellas viven la mayor parte de sus vidas en la secuencia principal, transmutando
Hidrogeno en Helio. Llegará un momento en que se acabará todo el hidrógeno disponible y sólo
quede helio. En esas condiciones la estrella sufrirá diversos tipos de transformaciones:
aumentará de tamaño y el helio acumulado se transmutará en elementos más pesados como el
carbono, el nitrógeno, el oxígeno, etc., mediante otras reacciones nucleares.
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Diagrama HR con los distintos tipos de estrellas.
Entonces la estrella dejará de ser estable: sufrirá cambios de volumen y expulsará al
espacio parte de su material. Las capas mas externas serán las primeras en alejarse. Después
de cinco a diez mil millones de años, una estrella como el Sol evoluciona a un estado
denominado de gigante roja. Finalmente, hacia el término de su existencia, esas estrellas se
convierten en objetos de pequeñas dimensiones (del tamaño de la Tierra o aún menor),
calientes y de color blanco: son las enanas blancas.
Pero no todas las estrellas acaban como enanas blancas. Cada estrella termina su vida
de un modo que depende mucho de su masa inicial, aquella que tuvo cuando comenzó su
existencia. Una estrella de gran masa (varias veces la del Sol) y que no pierde mucha materia
durante su evolución termina su vida en una explosión muy violenta que se denomina
supernova En la explosión de supernova se produce un catastrófico colapso de la estrella;
debido a su gran masa, la enorme fuerza de gravedad comprime la materia con mucha más
intensidad que en el proceso que genera a una enana blanca . En estas condiciones toda la masa
de una estrella se comprime en una pequeña esfera de apenas 15 kms. de diámetro; a estos
diminutos astros se los ha bautizado estrellas de neutrones. Y si la estrella era demasiado
masiva, terminara su vida como un agujero negro.
Dependiendo de su masa, la estrella evolucionará de forma distinta. Aquí están las distintas
posibilidades según su masa (M solar = 1):
•
•
•
•
•
•
M < 0,01 : Planeta
0,01 < M < 0,08 : Enana marrón
0,08 < M < 0,5 : Enana roja
0.5 < M <8 : Enana blanca
8 < M : Estrella de neutrones
8 << M : Agujero negro
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¿Sabes cuantas estrellas hay en el universo?
Según las últimas estimaciones esa cifra alcanza las 70.000.000.000.000.000.000.000 estrellas
(7x1022 estrellas). Esa cifra es extremadamente grande, pero tan sólo es una pequeña fracción
de las estrellas que existen ya que sólo podemos estudiar una pequeña parte del Universo. Si no
logras comprender este número, piensa que en un kilo de azúcar hay, aproximadamente; 5
millones de granos; para igualar a las estrellas se necesitan 14.000.000.000.000.000 de kilos
(1.4x1016 Kg)
ESTRELLAS BINARIAS
El 75% de las estrellas del firmamento corresponden a sistemas estelares binarios o
múltiples. No es de extrañar que haya tantas estrellas múltiples. Las estrellas se forman en
grupos compactos, y muchas permanecen emparejadas a causa de su mutua gravedad. Las
binarias orbitan una en torno a la otra. El punto de equilibrio del sistema, o centro de gravedad,
está en función de la masa de sus componentes y de cómo se orbiten entre sí.
Algunas estrellas múltiples para ver son Alfa Capricornio (con prismáticos y a simple
vista se ven dos estrellas, con un telescopio se ve que cada una es a su vez una estrella doble),
Alfa Cruz y Mintaka (una de las 3 Marías en la constelación de Orión, que consta de 3
estrellas).
Imagen comparativa entre Sirio A y Sirio B
GIGANTES ROJAS
Es una de las etapas finales de la vida de una estrella. Se inicia cuando el hidrógeno, el
combustible estelar, comienza a escasear producto de los procesos de fusión nuclear,
disminuyendo la actividad en el centro y la presión de la radiación que resiste la fuerza de
gravedad. Se produce una contracción en el núcleo, con un inmediato aumento de su densidad
y temperatura (100 millones de grados aprox.)., el calor es transmitido a las capas superficiales
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que se dilatan, transformándola en una gigante roja, cuyo diámetro puede llegar a ser hasta 100
veces el original.
Si su masa es más de 5 veces la del Sol, la compresión y recalentamiento provocará una
segunda etapa de nucleosíntesis con los núcleos de helio, cenizas de la fusión del hidrógeno,
concentrado al interior del núcleo de la estrella. Esta etapa durará hasta que todo el helio se
haya transformado en carbón y oxígeno.
Aspecto de una gigante roja
Consumido el helio disminuye la actividad termonuclear en el núcleo y de nuevo afloja la
resistencia a la gravedad, contrayéndose y produciendo un nuevo calentamiento que volverá a
dilatar las capas exteriores de la estrella, aumentando su luminosidad y radio. La estrella entra
en una segunda fase de gigante roja y comienza a eyectar materia a través de un poderoso
viento estelar.
Una estrella como el Sol una vez consumido su núcleo de helio y transformado en
carbono no podrá obtener ninguna fuente adicional de energía. Contraerá el núcleo de carbono
pero no logrará elevar su temperatura para desencadenar nuevas reacciones nucleares en él. El
núcleo se habrá contraído tanto que formará una enana blanca, formada por átomos
degenerados de helio altamente condensado, rodeada de un halo de materia estelar que da
forma a un bello fenómeno denominado nebulosa planetaria.
Una gigante roja espectacular es Betelgeuse, en Orión, su gran tamaño la hace
inestable, variando entre los 300 y los 400 diámetros solares, mientras su magnitud aparente
varía entre 0.4 y1.3.
Betelguese: una de las
gigantes rojas más conocidas
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Sabías que:
Aunque parezca increíble, en la mayoría de los núcleos de gigantes rojas, hay grandes
cantidades de hierro. Éste es el elemento más pesado que se puede formar en la combustión
nuclear
ESTRELLAS CON DISCOS
A pesar de que
Su actividad estelar, algunas de las estrellas jóvenes presentan grandes y densos discos
de polvo, que despiertan la imaginación de los científicos, que los consideran como posibles
discos protoplanetarios, que tras resistir la presión del viento estelar podrían evolucionar para
formar planetas y/o cometas, como ocurrió con el Sistema Solar. Los resultados de la
exploración realizada con el Infrared Astronomical Satélite – IRAS, indican que un 10% de las
estrellas de la secuencia principal, tienen discos de materia.
Un ejemplo es Beta-Pictoris, vecina de la estrella Canopus, en Carina
ENANAS ROJAS
Estrellas con una masa entre 0.5 y 0.08 masas solares y de baja luminosidad. A pesar
de su humilde condición, son probablemente las estrellas más numerosas del universo. Un par
de enanas rojas cercanas a 8.9 al, es UV Ceti, se presentan fulguraciones que las llevan desde la
magnitud 13 hasta 7.
Imagen de Gliese 229A tomada por el Telescopio Espacial Hubble
ESTRELLAS VARIABLES
Son estrellas que varían notablemente su brillo y/o color, en forma regular cada cierto
tiempo. Fenómeno común en las gigantes, como Antares y Betelgeuse.
En las estrellas súper gigantes tipo Variables Cefeidas, el aumento del brillo se
produce por la expansión de grandes masas de gas recalentando las capas exteriores. Al alejarse
se enfrían y pierden energía, siendo atraídas de nuevo por la gravedad, produciendo una
contracción que las vuelve a calentar y a expandir, repitiendo el proceso. El tiempo entre
expansión y contracción, que depende de la masa, fluctúa entre 1 a 50 días, y la variación entre
las magnitudes absolutas va de 2 a 0.5 respectivamente, mientras más demora la fluctuación,
mayor es el cambio en la luminosidad.
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Las Cefeidas son utilizadas por los astrónomos como varas de medir, ya que al conocer
su frecuencia de pulsación deducen su magnitud absoluta, que al comparar con su magnitud
aparente revela la distancia a la que se encuentran. Ejemplos: Beta-Crux fluctúa cada 6 horas
en 0.1 magnitud, y Zeta Gémini cada 10.2 días en 0.4 magnitud.
La pulsación puede ser también producida por el paso de una compañera frente a
nuestra línea de visión, como en las Variables Eclipsantes. Ejemplo: Algol en Pegaso.
Las Variables Mira, son estrellas gigantes rojas con un radio que englobaría la Tierra y
una masa equivalente a la del Sol. Tienen una densa cromosfera o atmósfera estelar, formada
por gases moleculares y polvo que opacan su luminosidad. La variación de la luminosidad en
estas estrellas se produce por la liberación de la presión de la radiación atrapada en esta
atmósfera (efecto adiabático). Ejemplo: Mira Cetus, que varía su magnitud entre 3 y 9 cada 331
días.
ENANAS BLANCAS
Etapa final de la fase de gigantes rojas de las estrellas con masa inferior a 5 masas
solares. En su colapso eyectan una vaporosa nube de gases, llamada nebulosa planetaria, que
son ionizados e iluminados durante un tiempo por el cuerpo aún caliente de la estrella
moribunda. La gravedad en la superficie de una enana blanca es unas cien mil veces mayor que
la de la Tierra.
El Sol morirá como una enana blanca y se quedará para siempre como una esfera de
unos 10.000 kilómetros de diámetro y totalmente frío.
Una enana blanca posee una superficie tanto más pequeña que la del Sol que su
luminosidad es muy baja. Las enanas blancas más luminosas radian sólo un 1% de la
luminosidad solar. Por esta razón las enanas blancas se enfrían muy lentamente, pese a no
poseer fuentes de energía, salvo su energía interna. Una enana blanca demora muchos miles de
millones de años en enfriarse totalmente. Se calcula que aún no se enfrían las enanas blancas
que primero se formaron en el universo.
Enana blanca y nebulosa planetaria
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Sabías que:
no debes preocuparte de que en un futuro lejano la Tierra se congele cuando el Sol se convierta
en enana blanca! La Tierra a esas alturas ya no existirá pues habrá sido calcinada cuando el Sol
se haya convertido en una gigante roja. ¡Sé optimista! :D
ENANAS MARRONES
Las enanas marrones son objetos de masa sub-estelar, entre 10 y 75 masas de Júpiter
(0.01-0.08 masas solares), incapaces de mantener reacciones nucleares de fusión de hidrógeno
continuas. Sin embargo, las enanas café siguen brillando debido al calor residual de las
reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continúan
contrayéndose y enfriándose.
Debido a su baja masa, intermedia entre los planetas gigantes y las estrellas de poca
masa, las enanas marrones constituyen un vínculo único entre ambos tipos de cuerpos. En
particular se desconoce la formación de las enanas marrones, no pudiéndose saber por el
momento si se forman como planetas en el interior de un disco circunestelar a partir de un
núcleo de material sólido, o como estrellas a partir de la fragmentación y colapso gravitacional
de una nube molecular. En 2003 se detectó en la constelación de Orión un grupo de objetos de
tipo enana marrón con masas tan pequeñas como 5 masas jupiterianas
Sabías que:
En los años cincuenta, el astrónomo Harlow Shapley, de la Universidad de Harvard, sugirió que
las enanas marrones – que él las llamaba «estrellas liliputienses»– estaban habitadas. Imaginó
sus superficies tan cálidas como un día de primavera en los lugares de climas templados en la
Tierra, y además le agregó el atractivo de disponer, para la recreación de la vida, de grandes
extensiones de terreno ricamente fértiles. Desde entonces, cuando se realiza la búsqueda de
planetas extrasolales, las estrellas marrones son las primeras en ser revisadas.
SUPERNOVAS
Son violentas explosiones de estrellas de gran masa, que en su etapa de gigantes rojas
iniciaron reacciones termonucleares con el carbono y el oxígeno, produciendo silicio, elemento
que a su vez sirvió como nuevo combustible nuclear, dejando como último residuo núcleos de
fierro.
Al llegar el núcleo a los 5 mil millones de grados de temperatura, durante la combustión
nuclear del silicio, los núcleo atómicos producidos durante la vida de la estrella, vuelven a
disociarse en protones, neutrones y neutrinos, revirtiendo el proceso de formación de los
elementos, lo que consume energía y disminuye la temperatura. Los neutrinos, al escapar del
núcleo, ayudan a enfriarlo. El núcleo pierde estabilidad y en menos de un segundo se produce el
colapso definitivo de la estrella gigante: la implosión, el triunfo definitivo de la fuerza de
atracción gravitacional.
En la caída, las capas superiores de la estrella irán a rebotar en su núcleo generando una
formidable explosión de supernova, en la que se expele la mayor parte de su materia,
generando por algunos días una luminosidad tal que puede opacar a la de toda su galaxia.
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La enorme presión ejercida sobre el núcleo estelar lo transformará en una estrella de
neutrones o en un agujero negro.
Imagen de una supernova captada por el telescopio espacial Hubble. Corresponde a la
supernova N 63A, ubicada en la Gran Nube de Magallanes, y corresponde a los remanentes de
una antigua estrella.
Sabías que:
el 4 de Julio del año 1054, astrónomos chinos observaron una estrella nueva en la constelación
de Tauro? Esta estrella llegó a ser tan brillante como Venus, era visible durante el día y luego
fue lentamente debilitándose hasta desaparecer de la visión. Si hoy observamos el cielo en esa
zona, podemos encontrar la Nebulosa del Cangrejo que se expande y por su velocidad actual de
expansión se puede deducir que explotó hacia el año 1000 de nuestra era. Con toda seguridad
esta nebulosa es el remanente de la supernova observada por los chinos el año 1054!
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Nebulosa del Cangrejo
Sabías que:
las nubes interestelares contenían inicialmente sólo hidrógeno y helio? Los elementos pesados
fueron todos fabricados en las estrellas y arrojados al espacio por las supernovas. Esto quiere
decir que, todos, absolutamente todos los átomos que componen nuestro cuerpo (a excepción
del Hidrógeno) tienen más de 4 mil 600 millones de años. Los átomos de hidrógeno y helio
tienen más de 13 mil millones de años. Finalmente estamos hechos de polvo de estrellas... polvo
de supernovas, para ser más precisos.
ESTRELLAS DE NEUTRONES
Son remanentes de estrellas gigantescas luego de una explosión de supernova. Estas
estrellas iniciales deben tener una masa superior a 8 masas solares (o si no se convertiría en
enana blanca) e inferiores a un valor límite aún desconocido, para no convertirse en un black
hole. luego de su colapso gravitatorio como supernova. Es uno de los cuerpos celestes más
extraordinarios que los astrofísicos han podido extraer de sus sombreros siempre llenos de
sorpresas.
Están formadas por neutrones muy condensados, con una masa de 1,4 veces la del Sol,
aplastados por la gravedad en una esfera de 20 kilómetros de diámetro, por lo que su densidad
sobrepasa los 1.000.000.000.000 Kg/mt3). Se encuentran rotando a una velocidad de cientos de
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veces por segundo, generando un potente campo magnético que emite energía en la frecuencia
radial. Estas pulsaciones pueden ser captadas desde la Tierra, por lo que también reciben el
nombre de púlsares.
Imagen simulada de un
púlsar
Sabías que:
en un principio, cuando en la Tierra comenzamos a detectar los primeros púlsares, se creyó que
se trataban de civilizaciones extraterrestres, debido a la periodicidad perfecta con que se
recibían las radiaciones?
AGUJEROS NEGROS
Son Cuerpos celestes con una densidad altísima. Hay tanta masa concentrada en un espacio tan
pequeño que ningún objeto puede escapar de su atracción gravitacional. Ni siquiera la luz puede
huir; de allí que no puedan ser vistos y reciban el nombre de agujeros negros, black-holes o BH.
Si la masa de la Tierra se concentra dentro de una esfera de radio 9 milímetros ésta se
convierte en un agujero negro. El Sol se convertiría en un agujero negro si toda su masa se
concentra dentro de una esfera de radio 3 kilómetros.
Se denomina como horizonte de eventos o horizonte causal, al radio de la esfera
con centro en el agujero negro en el que la atracción gravitacional de éste actúa sobre los
cuerpos y los atrae impidiendo que se escapen. Ningún evento que ocurra dentro de esta región
podrá ser comunicado al mundo exterior ya que ninguna señal puede salir del BH.
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Imagen conceptual de un agujero negro
Imagen conceptual de una estrella siendo absorbida por un agujero negro.
Sabías que:
como los astrónomos no reciben ningún tipo de señal desde un agujero negro, no pueden
determinarlo directamente, por lo que se utilizan a otros cuerpos celestes que están siendo
absorbidos, como en la imagen anterior? El caso más conocido es el de Cygnus X-1, compuesta
de una estrella visible que gira alrededor, de una compañera invisible perdiendo materia. Se
calcula que esta "estrella compañera" tendría una masa equivalente a diez veces la del sol, pero
con un diámetro equivalente a la millonésima parte del "Astro Rey"
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GLOSARIO
•
Año luz:
Medida de distancia equivalente a la distancia recorrida por un haz de luz durante un
segundo. Si la velocidad de la luz es de aproximadamente 300.000 kilómetros por segundo, un
año luz equivale a 10 trillones de kilómetros. Se abrevia como al o ly (light-year)
•
Fusión Nuclear:
La fusión nuclear es una reacción en la que se unen dos núcleos ligeros para formar uno más
pesado. Este proceso desprende energía porque el peso del núcleo pesado es menor que la suma
de los pesos de los núcleos más ligeros. Este defecto de masa se transforma en energía, se
relaciona mediante la fórmula E=mc2 , aunque el defecto de masa es muy pequeño y la
ganancia por átomo es muy pequeña, se ha de tener en cuenta que es una energía muy
concentrada, en un gramo de materia hay millones de átomos, con lo que poca cantidad de
combustible da mucha energía.
•
Paralaje:
Se refiere al desplazamiento aparente de una estrella cercana respecto a estrellas más
lejanas. Este desplazamiento es aparente porque la causa no es el movimiento de la estrella en
sí, sino el de la Tierra, según observamos el cielo desde diferentes posiciones de nuestra órbita
alrededor del Sol. Así, debido a la traslación terrestre, las estrellas se mueven unos cuantos
arcos de segundo en el firmamento.
•
Pársec:
Medida de distancia muy utilizada en Astronomía para distancias muy lejanas. Se define
como la distancia desde la Tierra a una estrella que tiene un paralaje de 1 segundo de arco. Un
pársec equivale a 3,26 al. aproximadamente, es decir a 3,08 x 1016m
•
Unidad Astronómica:
Unidad de distancia equivalente a 149.597.870,66 kilómetros. Es aproximadamente igual a
la distancia media entre la Tierra y el Sol (8 minutos luz). Modernamente se define como la
distancia desde el Sol a una partícula sin masa y libre de perturbaciones, que se mueve en una
órbita circular alrededor de éste en un período orbital de 365,2568983 días.
•
Viento Estelar:
Es un flujo de partículas provenientes de la mayor parte de las estrellas. Es un mecanismo
eficiente mediante el cual las estrellas pierden masa.
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BIBLIOGRAFÍA
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•
Astrodomi - http://www.astrodomi.com.ar
Astronomía Moderna - http://feinstein.com.ar/Evoluciondelasestrellas.html
Casanchi - http://www.galeon.com/casanchi
Enciclopedia Larousse Ilustrada, El Universo y la Tierra
Ianiszewski, Jorge; "Guía a los cielos australes", Ed. Océano
Maza José, Atronomía contemporanea, ed. Universitaria
Wikicommons - http://commons.wikimedia.org
Wikipedia - http://en.wikipedia.org
Wikipedia en Español - http://es.wikipedia.org
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