ESTRELLAS Estrella: gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten radiaciones electromagnética, en especial luz, como resultado de las relaciones nucleares que tienen lugar en su interior. Las estrellas están en rápido movimiento. Han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea haciende a cientos de miles de millones. La más cercana es Próxima Centauri. Descripción física: hay estudios que indican que la estructura interna de las estrellas esta formada por corrientes de conservación, densidad y temperatura. Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio. Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes. Las estrellas conocidas como enanas blancas pueden tener diámetros minúsculos. Las estrellas gigantes suelen ser difusas mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su tamaño. El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Clasificación de los espectros estelares El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició el astrónomo estadounidense Edward Pickering. Esta investigación condujo al importante descubrimiento de que los espectros estelares pueden estar dispuestos en una secuencia continua según la intensidad relativa de ciertas líneas de absorción. Las variaciones observadas dentro de la secuencia proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de su grado de desarrollo. Las diversas etapas en las secuencias de los espectros, designadas con letras se caracterizan por las variaciones en la intensidad de las líneas del hidrógeno. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase. Clase O: se caracteriza por las líneas de helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las de hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluso tanto las que muestran espectro de líneas brillantes Clase B: las líneas de helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2. Clase A: comprende las estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción de hidrógeno. Clase F: son fuertes las estrellas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Clase G: comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuerte. También están presentes muchos metales, en especial el hierro. Clase K: pertenece a las estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y líneas que indican la pertenencia de otros metales. Clase M: comprende estrellas con espectros dominados por bandas de la presencia de moléculas de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio.

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Estrellas Dobles Mas de la mitad de las estrellas son, miembros de sistemas de dos estrellas o de sistemas de estrellas múltiples. Están compuestas por dos estrelles próximas, que giran en una órbita alrededor de su centro de masa común. Las binarias espectroscópicas, no son separables visualmente por medio del telescopio pero se pueden reconocer al duplicarse o ensancharse las líneas del espectro cuando gira el par de estrellas. Las binarias eclipsantes están formadas por un componente más brillante y otro más oscuro. Cuando la órbita es tal que la estrella más pálida eclipsa a la más brillante, la intensidad de la luz que llega desde la estrella cae hasta un mínimo. Estas estrellas son la fuente principal de información sobre las masas estelares. Estrellas variables Sus períodos oscilan de un día a unos cuantos meses, siendo siempre cientos de veces más luminosos que el Sol. Para medir una distancia sólo se necesita observar el brillo medio aparente de una cefeida. Las estrellas variables pueden aportar información sobre la evolución estelar. Cuando la componente más oscura eclipsa a la más brillante, el brillo aparente del par cae del modo abrupto, una disminución semejante pero menos marcada se da cuando la componente más brillante eclipsa a la más oscura. Evolución de las estrellas Las más brillantes son las más calientes, y las más pequeñas, las más frías. Una estrella comienza su ciclo como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción de este gas y el consiguiente aumento de temperatura continua hasta que la temperatura interior de la estrella alcance un valor de 1.000.000 °C. Las estrellas nacen de contracciones de grandes nubes de materia interestelar (protoestrellas). Cuando su temperatura es suficientemente elevada, se desencadenan reacciones termonucleares en sus regiones centrales. La evolución del proceso comporta una sucesión de períodos durante los cuales las estrellas se contraen bajo el efecto de su propia gravitación; la materia que la forma experimenta un calentamiento progresivo, que permite el desencadenamiento de reacciones nucleares entre elementos cada vez más pesados. Durante la mayor parte de su vida, las estrellas extraen su energía de la transformación de hidrógeno en helio (caso del Sol actual). Cuando su combustible nuclear se agota, las estrellas pasan por una fase explosiva y a continuación experimentan una última fase de colapso gravitacional que genera, según sea la masa, una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro.

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CONCEPTOS Definición y características Los agujeros negros son uno de los fenómenos físicos. Un agujero negro es un cuerpo celeste con un campo gravitatorio muy fuerte. Todo agujero negro está rodeado por una frontera llamada horizonte. En la parte exterior del horizonte se forma una ergósfera. Formación Una estrella se forma al concentrarse una gran cantidad de gas. Al contraerse los átomos empiezan a colisionar entre sí, por lo tanto el gas se calienta. Ese calor hace que la estrella brille y además para que la presión del gas sea suficiente. Las estrellas permanecerán estables de esta forma por un largo período. Enanas blancas: Es una estrella que paso el límite de condensación con un alto radio y una altísima densidad (toneladas por cm3) Estrellas de neutrones: Están dentro del límite de Chandrasekhar. Son mucho más pequeñas que las enanas blancas.

Agujeros negros: Cuando la estrella alcanza un radio crítico el campo gravitatorio crece con una intensidad que la luz ya no puede escapar.

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