evoluciones estelares

VENTANA INTERACTIVA AL UNIVERSO Acercando el Cosmos a los cientficos del futuro

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EVOLUCIN ESTELAR Creado por la Academia de Astrofsica del Instituto Nacional

Este campo de la Astronoma estudia la clasificacin, las caractersticas, y la vida de una estrella, desde que nace, como se desarrolla hasta como concluye su vida.

Estrellas de la nebulosa Tarntula El cmulo estelar Hodge 301, en el ngulo inferior derecho de la fotografa, se encuentra en la nebulosa Tarntula, 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 est enviando mucha luz, o porque es de menor tamao pero esta ms cerca del Sol. Por ejemplo, Sirio es la estrella ms brillante del cielo nocturno. Es veintisis veces ms luminosa que el Sol, en parte por su tamao y por su cercana a la Tierra. Otra estrella luminosa, Rigel de la constelacin de Orin, aunque su magnitud aparente sea menor que la de Sirio, es 2.000 veces ms luminosa, pero est cien veces ms lejos que la estrella de la constelacin del Can Mayor.


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Imagen de Sirio vista desde la Tierra

El mtodo de clasificar las estrellas y los objetos astronmicos por su brillo o magnitud, apreciable a simple vista, utilizado hoy en da fue inventado por los griego en el Siglo II a.C. A las ms brillantes se les asign el valor 1 y a las ms dbiles 6, lo que significa que la regla es a mayor brillo, menor valor. Ms tarde se le dio ms precisin al sistema, y se estableci que una estrella de magnitud 1, era 100 veces ms 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 veramos una estrella desde 10 prsec (32.6 aos luz) de distancia. Se utiliza para conocer cmo es el brillo real de las estrellas y los objetos astronmicos. Algunas estrellas brillantes pueden ser fcilmente encontradas en el cielo y nos pueden servir de gua. 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

EEssttrreellllaa CCoonnsstteellaacciinn mm MM DDiissttaanncciiaa RRaaddiioo

SSooll ------ --2266..77 44..88 88,,3333 mmiinn--lluuzz 11

SSiirriioo CCaanniiss MMaajjoorr --11..55 11..44 99 aaooss--lluuzz 11..88

CCaannooppuuss CCaarriinnaa --00..77 --88..55 11..117700 aaooss--lluuzz 221100

VVeeggaa LLyyrraa 00..1144 00..66 2266 aaooss--lluuzz 22..44

CCaappeellllaa AAuurriiggaa 00..2211 --00..66 4422 aaooss--lluuzz 1122

AArrccttuurruuss BBooootteess 00..2244 --00..22 3366 aaooss--lluuzz 3300

RRiiggeell OOrriioonn 00..3344 --55..88 991100 aaooss--lluuzz 4422

BBeetteellgguueessee OOrriioonn 00..5500 --55..66 331100 aaooss--lluuzz ------

PPrroocciinn CCaanniiss MMiinnoorr 00..5533 22..88 1111 aaooss--lluuzz 22..00

AAllttaaiirr AAqquuiillaa 00..8899 22..44 1177 aaooss--lluuzz 11..33

AAllddeebbaarrnn TTaauurruuss 11..0066 --00..11 6688 aaooss--lluuzz 6600


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PPoolllluuxx GGeemmiinnii 11..2211 11..22 3366 aaooss--lluuzz 1166

SSppiiccaa VViirrggoo 11..2211 --22..66 226600 aaooss--lluuzz 00..88

AAllnniittaakk OOrriioonn 11..8800 --55..99 11..111100 aaooss--lluuzz ------

Tabla comparativa de magnitudes entre algunas de las estrellas ms brillantes del firmamento Sabas 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? Adems, los planetas siempre se encuentran en el plano de la eclptica. TEMPERATURA Y COLORES ESTELARES

Para clasificar a las estrellas se utiliza una complicada escala que considera la temperatura y el color dominante. Esta clasificacin fue establecida en Harvard a comienzos del siglo pasado, y que hoy emplean todos los astrnomos. Las estrellas aparecen distribuidas en 11 tipos espectrales distintos, designados por las letras maysculas W, O, B, A, F, G, K, M, R, N y S. Los ms 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 ms azul es, y al contrario, los tonos ms rojizos indican menor temperatura. Se sabe que las estrellas ms fras y rojas contienen una mayor cantidad de elementos qumicos pesados, mientras que las azules contienen slo los elementos primordiales: Hidrgeno y Helio.

Las estrellas y los dems objetos estelares, emiten el 99 % de su energa en partculas subatmicas, especialmente fotones (o cuantos electromagnticos), partculas sin masa que viajan a la velocidad de la luz, excitados a diferentes longitudes de onda, abarcando las diferentes frecuencias del espectro electromagntico.

Podemos ver una pequea parte de esta energa, la que corresponde a la de la luz visible, el resto llega como ondas de radio, radiacin infrarroja y ultravioleta, rayos X o rayos Gamma. La Astronoma estudia todas estas emisiones de energa, pues cada tipo de onda, entrega una parte de la informacin total de los fenmenos estudiados.

Ahora bien, la temperatura y consecuentemente, la cantidad de energa 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 energa que irradia. Pero hasta que en su ncleo la temperatura no alcance un valor de algunos millones de grados, no se producirn transformaciones nucleares (del tipo de transmutacin de hidrgeno en helio) y, por lo tanto, mientras eso no ocurra, la cantidad de energa que emiten ser bastante pequea (objetos de esta clase son denominados protoestrellas). Cuando se inicia la vida de una estrella, el calor de su interior procede de la energa gravitacional, es decir, de la nube de gas que se comprime sobre s misma (colapso).


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Diagrama del espectro electromagntico (en ingls, por si no lo notaron =P )

Con los mtodos de clasificacin estelar y medida de distancias de muchas estrellas, los astrnomos

Hertzpring y Russell a comienzos del Siglo XX se dieron cuenta que exista una relacin 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 relacin, 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 segn su posicin en el diagrama. As, por ejemplo, las estrellas hacia el extremo superior derecho del diagrama son de gran tamao y poseen temperaturas superficiales bajas. Son denominadas habitualmente gigantes rojas. Por otro lado, las situadas en el vrtice opuesto son pequeas y calientes y se las suelen denominar enanas blancas. La inmensa mayora 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 relacin entre la Masa y Luminosidad para las estrellas de la secuencia principal: La luminosidad es directamente proporcional al cubo de la masa.

3ML

Las estrellas viven la mayor parte de sus vidas en la secuencia principal, transmutando Hidrogeno en Helio. Llegar un momento en que se acabar todo el hidrgeno disponible y slo quede helio. En esas condiciones la estrella sufrir diversos tipos de transformaciones: aumentar de tamao y el helio acumulado se transmutar en elementos ms pesados como el carbono, el nitrgeno, el oxgeno, etc., mediante otras reacciones nucleares.


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Diagrama HR con los distintos tipos de estrellas.

Entonces la estrella dejar de ser estable: sufrir cambios de volumen y expulsar al espacio parte de su material. Las capas mas externas sern las primeras en alejarse. Despus de cinco a diez mil millones de aos, una estrella como el Sol evoluciona a un estado denominado de gigante roja. Finalmente, hacia el trmino de su existencia, esas estrellas se convierten en objetos de pequeas dimensiones (del tamao de la Tierra o an 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 comenz su existencia. Una estrella de gran masa (varias veces la del Sol) y que no pierde mucha materia durante su evolucin termina su vida en una explosin muy violenta que se denomina supernova En la explosin de supernova se produce un catastrfico colapso de la estrella; debido a su gran masa, la enorme fuerza de gravedad comprime la materia con mucha ms intensidad que en el proceso que genera a una enana blanca . En estas condiciones toda la masa de una estrella se comprime en una pequea esfera de apenas 15 kms. de dimetro; 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 evolucionar de forma distinta. Aqu estn las distintas posibilidades segn su masa (M solar = 1):

M < 0,01 : Planeta 0,01 < M < 0,08 : Enana marrn 0,08 < M < 0,5 : Enana roja 0.5 < M


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Sabes cuantas estrellas hay en el universo? Segn las ltimas estimaciones esa cifra alcanza las 70.000.000.000.000.000.000.000 estrellas (7x1022 estrellas). Esa cifra es extremadamente grande, pero tan slo es una pequea fraccin de las estrellas que existen ya que slo podemos estudiar una pequea parte del Universo. Si no logras comprender este nmero, piensa que en un kilo de azcar 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 mltiples. No es de extraar que haya tantas estrellas mltiples. 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, est en funcin de la masa de sus componentes y de cmo se orbiten entre s.

Algunas estrellas mltiples para ver son Alfa Capricornio (con prismticos 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 Maras en la constelacin de Orin, 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 hidrgeno, el combustible estelar, comienza a escasear producto de los procesos de fusin nuclear, disminuyendo la actividad en el centro y la presin de la radiacin que resiste la fuerza de gravedad. Se produce una contraccin en el ncleo, 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, transformndola en una gigante roja, cuyo dimetro puede llegar a ser hasta 100 veces el original. Si su masa es ms de 5 veces la del Sol, la compresin y recalentamiento provocar una

segunda etapa de nucleosntesis con los ncleos de helio, cenizas de la fusin del hidrgeno, concentrado al interior del ncleo de la estrella. Esta etapa durar hasta que todo el helio se haya transformado en carbn y oxgeno.

Aspecto de una gigante roja

Consumido el helio disminuye la actividad termonuclear en el ncleo y de nuevo afloja la resistencia a la gravedad, contrayndose y produciendo un nuevo calentamiento que volver 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 travs de un poderoso viento estelar.

Una estrella como el Sol una vez consumido su ncleo de helio y transformado en carbono no podr obtener ninguna fuente adicional de energa. Contraer el ncleo de carbono pero no lograr elevar su temperatura para desencadenar nuevas reacciones nucleares en l. El ncleo se habr contrado tanto que formar una enana blanca, formada por tomos degenerados de helio altamente condensado, rodeada de un halo de materia estelar que da forma a un bello fenmeno denominado nebulosa planetaria.

Una gigante roja espectacular es Betelgeuse, en Orin, su gran tamao la hace inestable, variando entre los 300 y los 400 dimetros solares, mientras su magnitud aparente vara entre 0.4 y1.3.

Betelguese: una de las gigantes rojas ms conocidas


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Sabas que: Aunque parezca increble, en la mayora de los ncleos de gigantes rojas, hay grandes cantidades de hierro. ste es el elemento ms pesado que se puede formar en la combustin nuclear ESTRELLAS CON DISCOS A pesar de que

Su actividad estelar, algunas de las estrellas jvenes presentan grandes y densos discos de polvo, que despiertan la imaginacin de los cientficos, que los consideran como posibles discos protoplanetarios, que tras resistir la presin del viento estelar podran evolucionar para formar planetas y/o cometas, como ocurri con el Sistema Solar. Los resultados de la exploracin realizada con el Infrared Astronomical Satlite 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 condicin, son probablemente las estrellas ms 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 varan notablemente su brillo y/o color, en forma regular cada cierto tiempo. Fenmeno comn en las gigantes, como Antares y Betelgeuse.

En las estrellas sper gigantes tipo Variables Cefeidas, el aumento del brillo se produce por la expansin de grandes masas de gas recalentando las capas exteriores. Al alejarse se enfran y pierden energa, siendo atradas de nuevo por la gravedad, produciendo una contraccin que las vuelve a calentar y a expandir, repitiendo el proceso. El tiempo entre expansin y contraccin, que depende de la masa, flucta entre 1 a 50 das, y la variacin entre las magnitudes absolutas va de 2 a 0.5 respectivamente, mientras ms demora la fluctuacin, mayor es el cambio en la luminosidad.


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Las Cefeidas son utilizadas por los astrnomos como varas de medir, ya que al conocer su frecuencia de pulsacin deducen su magnitud absoluta, que al comparar con su magnitud aparente revela la distancia a la que se encuentran. Ejemplos: Beta-Crux flucta cada 6 horas en 0.1 magnitud, y Zeta Gmini cada 10.2 das en 0.4 magnitud.

La pulsacin puede ser tambin producida por el paso de una compaera frente a nuestra lnea de visin, como en las Variables Eclipsantes. Ejemplo: Algol en Pegaso.

Las Variables Mira, son estrellas gigantes rojas con un radio que englobara la Tierra y una masa equivalente a la del Sol. Tienen una densa cromosfera o atmsfera estelar, formada por gases moleculares y polvo que opacan su luminosidad. La variacin de la luminosidad en estas estrellas se produce por la liberacin de la presin de la radiacin atrapada en esta atmsfera (efecto adiabtico). Ejemplo: Mira Cetus, que vara su magnitud entre 3 y 9 cada 331 das. 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 an 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 morir como una enana blanca y se quedar para siempre como una esfera de unos 10.000 kilmetros de dimetro y totalmente fro.

Una enana blanca posee una superficie tanto ms pequea que la del Sol que su luminosidad es muy baja. Las enanas blancas ms luminosas radian slo un 1% de la luminosidad solar. Por esta razn las enanas blancas se enfran muy lentamente, pese a no poseer fuentes de energa, salvo su energa interna. Una enana blanca demora muchos miles de millones de aos en enfriarse totalmente. Se calcula que an no se enfran las enanas blancas que primero se formaron en el universo.

Enana blanca y nebulosa planetaria



Sabas 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 existir pues habr sido calcinada cuando el Sol se haya convertido en una gigante roja. S optimista! :D ENANAS MARRONES

Las enanas marrones son objetos de masa sub-estelar, entre 10 y 75 masas de Jpiter (0.01-0.08 masas solares), incapaces de mantener reacciones nucleares de fusin de hidrgeno continuas. Sin embargo, las enanas caf siguen brillando debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contraccin de la materia que las forma. Las enanas marrones continan contrayndose y enfrindose.

Debido a su baja masa, intermedia entre los planetas gigantes y las estrellas de poca masa, las enanas marrones constituyen un vnculo nico entre ambos tipos de cuerpos. En particular se desconoce la formacin de las enanas marrones, no pudindose saber por el momento si se forman como planetas en el interior de un disco circunestelar a partir de un ncleo de material slido, o como estrellas a partir de la fragmentacin y colapso gravitacional de una nube molecular. En 2003 se detect en la constelacin de Orin un grupo de objetos de tipo enana marrn con masas tan pequeas como 5 masas jupiterianas

Sabas que: En los aos cincuenta, el astrnomo Harlow Shapley, de la Universidad de Harvard, sugiri que las enanas marrones que l las llamaba estrellas liliputienses estaban habitadas. Imagin sus superficies tan clidas como un da de primavera en los lugares de climas templados en la Tierra, y adems le agreg el atractivo de disponer, para la recreacin de la vida, de grandes extensiones de terreno ricamente frtiles. Desde entonces, cuando se realiza la bsqueda 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 oxgeno, produciendo silicio, elemento que a su vez sirvi como nuevo combustible nuclear, dejando como ltimo residuo ncleos de fierro.

Al llegar el ncleo a los 5 mil millones de grados de temperatura, durante la combustin nuclear del silicio, los ncleo atmicos producidos durante la vida de la estrella, vuelven a disociarse en protones, neutrones y neutrinos, revirtiendo el proceso de formacin de los elementos, lo que consume energa y disminuye la temperatura. Los neutrinos, al escapar del ncleo, ayudan a enfriarlo. El ncleo pierde estabilidad y en menos de un segundo se produce el colapso definitivo de la estrella gigante: la implosin, el triunfo definitivo de la fuerza de atraccin gravitacional.

En la cada, las capas superiores de la estrella irn a rebotar en su ncleo generando una formidable explosin de supernova, en la que se expele la mayor parte de su materia, generando por algunos das una luminosidad tal que puede opacar a la de toda su galaxia.



La enorme presin ejercida sobre el ncleo estelar lo transformar 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.

Sabas que: el 4 de Julio del ao 1054, astrnomos chinos observaron una estrella nueva en la constelacin de Tauro? Esta estrella lleg a ser tan brillante como Venus, era visible durante el da y luego fue lentamente debilitndose hasta desaparecer de la visin. Si hoy observamos el cielo en esa zona, podemos encontrar la Nebulosa del Cangrejo que se expande y por su velocidad actual de expansin se puede deducir que explot hacia el ao 1000 de nuestra era. Con toda seguridad esta nebulosa es el remanente de la supernova observada por los chinos el ao 1054!



Nebulosa del Cangrejo

Sabas que: las nubes interestelares contenan inicialmente slo hidrgeno 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 tomos que componen nuestro cuerpo (a excepcin del Hidrgeno) tienen ms de 4 mil 600 millones de aos. Los tomos de hidrgeno y helio tienen ms de 13 mil millones de aos. Finalmente estamos hechos de polvo de estrellas... polvo de supernovas, para ser ms precisos. ESTRELLAS DE NEUTRONES

Son remanentes de estrellas gigantescas luego de una explosin de supernova. Estas estrellas iniciales deben tener una masa superior a 8 masas solares (o si no se convertira en enana blanca) e inferiores a un valor lmite an desconocido, para no convertirse en un black hole. luego de su colapso gravitatorio como supernova. Es uno de los cuerpos celestes ms extraordinarios que los astrofsicos han podido extraer de sus sombreros siempre llenos de sorpresas.

Estn formadas por neutrones muy condensados, con una masa de 1,4 veces la del Sol, aplastados por la gravedad en una esfera de 20 kilmetros de dimetro, por lo que su densidad sobrepasa los 1.000.000.000.000 Kg/mt3). Se encuentran rotando a una velocidad de cientos de



veces por segundo, generando un potente campo magntico que emite energa en la frecuencia radial. Estas pulsaciones pueden ser captadas desde la Tierra, por lo que tambin reciben el nombre de plsares.

Imagen simulada de un plsar

Sabas que: en un principio, cuando en la Tierra comenzamos a detectar los primeros plsares, se crey que se trataban de civilizaciones extraterrestres, debido a la periodicidad perfecta con que se reciban las radiaciones? AGUJEROS NEGROS Son Cuerpos celestes con una densidad altsima. Hay tanta masa concentrada en un espacio tan pequeo que ningn objeto puede escapar de su atraccin gravitacional. Ni siquiera la luz puede huir; de all 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 milmetros sta se convierte en un agujero negro. El Sol se convertira en un agujero negro si toda su masa se concentra dentro de una esfera de radio 3 kilmetros.

Se denomina como horizonte de eventos o horizonte causal, al radio de la esfera con centro en el agujero negro en el que la atraccin gravitacional de ste acta sobre los cuerpos y los atrae impidiendo que se escapen. Ningn evento que ocurra dentro de esta regin podr ser comunicado al mundo exterior ya que ninguna seal puede salir del BH.



Imagen conceptual de un agujero negro

Imagen conceptual de una estrella siendo absorbida por un agujero negro.

Sabas que: como los astrnomos no reciben ningn tipo de seal desde un agujero negro, no pueden determinarlo directamente, por lo que se utilizan a otros cuerpos celestes que estn siendo absorbidos, como en la imagen anterior? El caso ms conocido es el de Cygnus X-1, compuesta de una estrella visible que gira alrededor, de una compaera invisible perdiendo materia. Se calcula que esta "estrella compaera" tendra una masa equivalente a diez veces la del sol, pero con un dimetro equivalente a la millonsima parte del "Astro Rey"



GLOSARIO

Ao 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 kilmetros por segundo, un ao luz equivale a 10 trillones de kilmetros. Se abrevia como al o ly (light-year)

Fusin Nuclear: La fusin nuclear es una reaccin en la que se unen dos ncleos ligeros para formar uno ms

pesado. Este proceso desprende energa porque el peso del ncleo pesado es menor que la suma de los pesos de los ncleos ms ligeros. Este defecto de masa se transforma en energa, se relaciona mediante la frmula E=mc2 , aunque el defecto de masa es muy pequeo y la ganancia por tomo es muy pequea, se ha de tener en cuenta que es una energa muy concentrada, en un gramo de materia hay millones de tomos, con lo que poca cantidad de combustible da mucha energa.

Paralaje: Se refiere al desplazamiento aparente de una estrella cercana respecto a estrellas ms

lejanas. Este desplazamiento es aparente porque la causa no es el movimiento de la estrella en s, sino el de la Tierra, segn observamos el cielo desde diferentes posiciones de nuestra rbita alrededor del Sol. As, debido a la traslacin terrestre, las estrellas se mueven unos cuantos arcos de segundo en el firmamento.

Prsec: Medida de distancia muy utilizada en Astronoma 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 prsec equivale a 3,26 al. aproximadamente, es decir a 3,08 x 1016m

Unidad Astronmica: Unidad de distancia equivalente a 149.597.870,66 kilmetros. 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 partcula sin masa y libre de perturbaciones, que se mueve en una rbita circular alrededor de ste en un perodo orbital de 365,2568983 das.

Viento Estelar: Es un flujo de partculas provenientes de la mayor parte de las estrellas. Es un mecanismo

eficiente mediante el cual las estrellas pierden masa.



BIBLIOGRAFA

Astrodomi - http://www.astrodomi.com.ar Astronoma Moderna - http://feinstein.com.ar/Evoluciondelasestrellas.html Casanchi - http://www.galeon.com/casanchi Enciclopedia Larousse Ilustrada, El Universo y la Tierra Ianiszewski, Jorge; "Gua a los cielos australes", Ed. Ocano Maza Jos, Atronoma contemporanea, ed. Universitaria Wikicommons - http://commons.wikimedia.org Wikipedia - http://en.wikipedia.org Wikipedia en Espaol - http://es.wikipedia.org

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