Introducción

En este trabajo trataré de abordar los temas de la forma más simple posible, la mayoría de los fenómenos descritos se conocen de forma muy superficial, aún, y recién en los últimos 10 años se ha comenzado a entender en mejor forma estos fenómenos, esto se debe principalmente al telescopio espacial Hubble. Con respecto a por que el hombre debe fijar su mirada en el espacio existen tres posibles respuestas: por razones económicas, se ha calculado que por cada dólar invertido en el espacio se recuperan cinco en forma de múltiples beneficios (nuevos materiales, tecnología, medicamentos, etc.). Por que cada vez que miramos al espacio observamos nuestros orígenes, nuestro cuerpo, el papel de este trabajo y todos los elementos químicos se forman durante el ciclo de vida de las estrellas. Nosotros no existiríamos si no hubiese habido una estrella que conformara los elementos de nuestro cuerpo. Finalmente por que el hombre es un explorador por naturaleza, siempre buscará llegar más lejos, donde ningún hombre llego antes. ¿Que es una estrella? Es una gran masa de hidrogeno, helio y otros elementos, los que se encuentran en estado de plasma. Emite luz propia, además de otras radiaciones electromagnéticas, mediante procesos de fusión nuclear. Nuestra principal fuente de estudio de las estrellas es el Sol, es una estrella típica, que ya ha vivido aproximadamente 5.000 millones de años. El Sol El sol es una estrella G2 amarilla. Emite energía, como radiación electromagnética (51.9 % infrarrojo, 41% visible, 7% ultravioleta y 0.1% radio) y partículas como el viento solar. Es generada en procesos termonucleares que ocurren en su núcleo y en sus poderosos campos magnéticos. En su centro, a temperaturas cercanas a los 15 millones de grados, se producen reacciones de fusión nuclear que transforman en núcleos de helio unas 700 millones de toneladas de núcleos de hidrogeno por segundo. En este proceso 5 millones de toneladas de materia son aniquiladas y transformadas en energía pura, que viaja a través de las diversas capas del sol hasta llegar a su superficie, la fotosfera, donde resplandece a una temperatura de 5.500° Celsius. En el interior del sol se generan poderosos campos magnéticos cuyas líneas de fuerza son alteradas por su rotación diferencial; al no tener la consistencia de un cuerpo sólido las zonas ecuatoriales del sol giran a mayor velocidad que las polares, estirando y enrollando los campos magnéticos, que alterados asoman en la superficie de la fotosfera, produciendo las manchas solares, zonas de menor temperatura (4.000° C) que se ven oscuras contra el brillante fondo de la superficie solar. Junto a estas aparecen las fáculas, zonas de mayor brillo y temperatura. Bajo la superficie visible del sol, el movimiento convectivo de los gases también genera campos magnéticos que acumulan energía, esta es liberada como fulguraciones, grandes llamaradas de plasma recalentado hasta el millón de grados, acerando los protones y electrones que pueden escapar de la gravedad solar y dispararse al espacio. El proceso de perturbaciones en los campos magnéticos principales tiene un ciclo de 11 años. Estructura del sol Núcleo central: de unos 280.000 Km. de diámetro, aquí ocurren los procesos termonucleares de fusión. Esta formada por protones (H+) y en su centro van quedando los núcleos de helio formados en la núcleo síntesis. Zona radiactiva: posiblemente de 350.000 Km. de espesor, la forman núcleos de hidrogeno y helio, y electrones libres; aun a millones de grados de temperatura. La energía se irradia como fotones. Zona convectiva: con 200.000 Km. de profundidad, aquí la energía se transporta mediante la convección (hervor) del plasma solar recalentado a un millón de grados, sube en columnas tubulares de cientos de kilómetros de diámetro y decenas de miles de kilómetros de longitud para volver a descender enfriado a 10.000° por el 1

exterior del tubo, recuperado por la fuerza de gravedad. Estas estructuras son visibles en la superficie solar, con el aspecto de gránulos. Esta zona gira en forma diferida entre el ecuador solar y los polos. Fotosfera: superficie solar, de unos 100 Km. de espesor, donde el plasma se enfría hasta los 5.500º C permitiendo la aparición de átomos. Cromosfera: es la atmósfera solar, una tenue capa de gas de 10.000 Km. de alto, rica en gases pesados cuyas líneas espectrales ocultan parte del espectro del sol. En esta capa se producen las fulguraciones y protuberancias, inmensas prominencias que pueden durar semanas. Corona: es la capa atmosférica más externa y por su escasa densidad es visible solo durante los eclipses totales; esta formada por plasma recalentado a un millón de grados. Allá reina una intensa agitación de partículas atómicas producida por la actividad magnética del sol. Protones y electrones son acelerados a cientos de kilómetros por segundo, permitiendo que algunas partículas escapen a la gravedad solar para repartirse por el espacio interplanetario como viento solar, o rayos cósmicos, cubriendo el conjunto del sistema solar. EL NACIMIENTO DE LAS ESTRELLAS La mayoría de las estrellas nace en grupos. El proceso de formación de las estrellas se inicia en los en las nébulas interestelares de hidrogeno y helio molecular (90% H Y 10% He) ejemplos son la nebulosa de Orión y del Águila. Estas nébulas por acción de alguna fuerza se comienzan a contraer y a encoger, pierde parte de la energía potencial gravitatoria. Esta es convertida en calor, que en los primeros tiempos de la estrella embrionaria puede escapar fácilmente, y así la nube permanece fría. Al aumentarla densidad de la nube, se hace más difícil la salida para el calor, y así el centro se calienta. Si la nube es lo suficientemente grande, el aumento de la temperatura es el necesario para que ocurran reacciones termonucleares. Esto genera más calor, y ocurre la combustión de hidrogeno en helio. Desde este momento el objeto (HERGIG−HARO) es una estrella. El tamaño de las estrellas nacidas en grupos estaría controlado, al parecer, por los llamados Glóbulos Gaseosos en Evaporación (EGGs) estas son regiones de mayor densidad dentro de la nebulosa, que rodean a la protoestrella. Estos EGGs protegen a la estrella de la foto evaporación causada por los rayos U.V., a la vez que separan a la estrella de sus vecinas. Este proceso es marcadamente distinto del proceso que regula el tamaño de las estrellas formándose en aislamiento. Algunos astrónomos creen que, dejada a sus propios medios, una estrella continuara creciendo hasta que se acerca al punto en que la fusión nuclear comienza en su interior. Cuando esto ocurre la estrella comienza a soplar un fuerte viento que limpia el material residual. Este material residual podría formar posteriormente a los planetas. Secuencia Principal La luminosidad (magnitud absoluta) el color y la duración de una estrella dependen de su masa, la cantidad de gas que incorporó y de su edad. La estrella después de su nacimiento vivirá en un continuo equilibrio entre la fuerza de gravedad, que esta tratando de comprimir la estrella, y la presión de radiación, que esta tratando de hacer que la estrella se expanda. Las estrellas como nuestro sol llevarán una larga vida, en cambio las estrellas de gran masa viven menos tiempo. Esto se debe a que cuanto más masiva es la estrella, más caliente tiene que estar para contrarrestar la atracción gravitatoria y, cuanto más caliente esta, más rápidamente utiliza su combustible. Nuestro sol tiene probablemente suficiente combustible para otros 5.000 millones de años aproximadamente, pero estrellas más masivas pueden gastar todo su combustible en tan solo 100 millones de años. Cuando una estrella se queda sin combustible, se enfría y cambia de color: desde el azul al blanco; luego al amarillo; al naranja; y al rojo final de su vida. Esta es la llamada secuencia principal de las estrellas, que para la mayoría dura unos 10.000 millones de años. Clases de estrella Clase O Este grupo se caracteriza en primer lugar por las líneas de helio, oxigeno y nitrógeno, además de las líneas de hidrogeno. El grupo O que comprende las estrellas muy calientes, incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante de hidrogeno y helio, como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos. 2

Clase B En este grupo, las líneas de helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidece progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las de hidrogeno aumenta en forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo esta representado por la estrella Épsilon Orionis. Clase A Este grupo comprende las llamadas estrellas de hidrogeno dominados por las líneas de absorción del hidrogeno. Una estrella típica este grupo es Sirio. Clase F En este grupo son fuertes las llamadas líneas de calcio H y K y las líneas características de hidrogeno. Clase G Este grupo comprende estrellas con prominentes líneas de hidrógeno. También están presentes los espectros e muchos metales en especial el hierro. El Sol pertenece a este grupo y, por lo tanto, a las estrellas G se les denomina con frecuencia estrellas de tipo solar. Clase K A este grupo pertenecen las estrellas que tienen fuertes líneas de calcio y líneas que indican la presencia de otros metales. La luz violeta del espectro es menos intensa, comparada con la luz roja de las clases antes mencionadas. Este grupo esta tipificado por Arturo. Clase M Este grupo comprende estrellas con espectros dominados por bandas que resultan de la presencia de moléculas de óxidos metálicos, sobre todo las de oxido de titanio. El final violeta de espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo. Todas estas características son compatibles con la conclusión de que las estrellas de estas clases son todas de similar composición química y están organizadas en un orden de temperatura de mas caliente a mas frío. Las temperaturas de la superficie de varios grupos son aproximadamente las siguientes: O, 22.000° C; B, 13.900° C; A, 10.000° C; F, 6.650° C; G, 5.540° C; K, 3.870° C; y M, 1.760° C. La temperatura en el centro de la estrella media es de unos 20.000.000° C. Las estrellas salen de la secuencia principal para morir. Estrellas de masa pequeña: El conocimiento acerca de esta clase de estrellas es puramente teórico. Son estrellas que tienen alrededor de 0,08 masas solares, no inician el proceso de fusión del hidrogeno en gran escala y solo brillan un corto tiempo mientras terminan de contraerse. Su secuencia principal sería mayor que la edad del universo!!, Por lo tanto ninguna de las estrellas ha evolucionado tanto. Estrellas de masa mediana: Estas estrellas, como nuestro sol, pasan una existencia sin distinción, pero su final es de los más espectaculares. Cuando la estrella completa entre el 90% el 95% de pacifica vida ha agotado la mayoría de 3

su hidrógeno. La estrella entrara en las últimas etapas de su vida, ganará tiempo transformando el helio en carbono y oxigeno. Su núcleo comienza a perder calor y este es absorbido por las capas exteriores de la estrella, causando que se hagan 3.000 veces más luminosas, y entonces que se expandan e, irónicamente, que se enfríen. Se forma una Gigante Roja. La superficie de la estrella pulsa y se estremece, además sopla un llamado viento lento, que viaja a 16 KM/S. Este viento va desnudando a la estrella de sus capas exteriores y deja su núcleo desnudo constituido de oxigeno y carbono. Después de desnudarse de sus capas exteriores, la temperatura superficial del núcleo pasa de los 6.000°C en una estrella como el sol a unos 140.000°C. La estrella densa de carbono y oxigeno no es mucho mayor que la tierra!. La luz ultravioleta de esta superficie intensamente caliente se dirige hacia las anteriores capas de la estrella, que todavía se están moviendo hacia afuera a 16Km/s. Esta luz es tan energética que causa que el gas fluoresca, formando las brillantes nebulas planetarias, que rodean a las estrellas moribundas. Un nuevo viento, que lleva muy poca masa, pero mucha energía es soplada hacia fuera a 1.600Km/s. Este es el viento rápido y ayuda a esculpir las nebulosas planetarias, creando sus hermosas figuras. La estrella que ha perdido la mayoría de su masa, dejará solo un núcleo de una gran densidad tanto que una cucharada de material de la estrella pesaría toneladas, ahora será una enana blanca que se enfriara gradualmente en el curso de millones de años hasta finalmente convertirse en un cuerpo frío llamado enana negra. Estrellas de gran masa: Estas estrellas tienen una vida bastante corta debido a que mientras más masiva es, más combustible necesita para seguir brillando. De no ser por la rapidez de su vida llevarían una vida muy similar a la de las estrellas de masa mediana, pero por tener una masa 5 veces mayor a estas se convertirá en una supergigante roja. Supernovas

Corresponden a la explosión de una supergigante roja, al estallar su brillo es tan intenso que opaca el brillo de todo el resto de las estrellas de su galaxia!! Y aparece como estrellas nuevas, por unos días, de ahí el nombre. Se clasifican en Supernovas de tipo I y II. Supernovas Tipo I Son las más brillantes y se originan a partir, generalmente, de un sistema binario, donde uno de los participantes es una enana blanca. Este par de estrellas pierde su posición y se van acercando gradualmente, hasta que están tan cerca que la gigante roja pierde materia, la que es robada por la enana blanca, en jirones y es incorporada a ella. Al ver la enana blanca aumentada su masa sobrepasa el nivel crítico y la estrella colapsa en una gigantesca explosión que la podría convertir en un púlsar o en un agujero negro. Supernovas Tipo II Este final corresponde a las estrellas sin compañera. La estrella parte generando helio a partir de hidrogeno, después de un tiempo el helio es transformado en carbono y oxigeno. Así sucesivamente hasta llegar el hierro, este elemento tiene la particularidad de que para producirlo se gasta energía, en vez de generarla, lo que rompe el equilibrio entre la gravedad y la presión de radiación. La estrella se contrae hasta quedar reducido a un núcleo de unos 10km y se provoca una onda de choque que atraviesa la estrella en cerca de 2 horas y la hace explotar a cerca de 15.000 Km. /h. En esta explosión se producen los elementos de mayor peso atómico que el hierro. Pulsares

Esta clase de estrella fue descubierta en 1967 por Jocelyn Bell y Anthony Hewish en el observatorio de radio 4

astronomía Nuffield en Cambridge. Se originan a partir de las supernovas, son menores que las enanas blancas, sus núcleos tienen alrededor de 10km de diámetro y son muy densas. Además están muy magnetizadas y giran muy rápido (desde 1 vez por segundo hasta 632 veces por segundo), emiten radiaciones en forma de ondas de radio, luz, rayos X y rayos gamma. Agujeros Negros Fueron descritos por primera vez en 1796 por el matemático francés Pierre Laplace. Estos cuerpos se originan a partir de la explosión de una supernova. Su principal característica es que son cuerpos muy densos y que tienen una velocidad de escape mayor que la velocidad de la luz (que es la mayor velocidad que puede alcanzar un cuerpo en el universo), por lo tanto la luz no puede escapar de ellos. Aún se discute su existencia debido a que no se pueden ser detectados en forma directa y solo se pueden apreciar por los efectos que causan a sus vecinos.

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