Estrella

Las Pléyades , un cúmulo abierto de estrellas en el constelación de Tauro. NASA foto

Una estrella es una bola masiva, luminosa del plasma . La estrella más cercana a la Tierra es el Sol , que es la fuente de la mayor parte de la energía en la Tierra. Otras estrellas son visibles en el cielo de la noche, cuando no están eclipsadas por el Sol Durante la mayor parte de su vida, una estrella brilla debido la fusión termonuclear en su núcleo libera la energía que atraviesa el interior de la estrella y luego irradia en espacio exterior. Casi todos los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio fueron creados por los procesos de fusión en las estrellas.

Los astrónomos pueden determinar la masa , edad, composición química y muchas otras propiedades de una estrella observando su espectro, luminosidad y el movimiento a través del espacio. La masa total de una estrella es el principal determinante en su evolución y destino final. Otras características de una estrella están determinadas por su historia evolutiva, incluyendo el diámetro, la rotación, el movimiento y la temperatura. Un gráfico de la temperatura de muchas estrellas contra sus luminosidades, conocido como Hertzsprung-Russell diagrama (diagrama H-R), permite que el estado y la edad evolutiva de una estrella que se determine.

Una estrella comienza como una nube colapso de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con cantidades de helio y trazas de elementos más pesados. Una vez que el núcleo estelar es suficientemente densa, algunos de los de hidrógeno se convierte constantemente en helio a través del proceso de la fusión nuclear. El resto del interior de la estrella lleva la energía de distancia desde el núcleo a través de una combinación de radiativo y procesos convectivos. La presión interna de la estrella evita que se colapse más bajo su propia gravedad . Una vez que el hidrógeno de combustible en el núcleo se agota, las estrellas que tienen al menos 0,4 veces la masa del Sol se expanden para convertirse en una gigante roja , en algunos casos de fusión más pesados elementos en el núcleo o en conchas alrededor del núcleo. La estrella entonces se convierte en una forma degenerada, reciclando una porción de la materia en el medio ambiente interestelar, donde se formará una nueva generación de estrellas con una mayor proporción de elementos pesados.

Binary sistemas y multi-estrellas dispone de dos o más estrellas que están vinculados gravitacionalmente, y generalmente se mueven alrededor de la otra en el establo órbitas. Cuando dos de estas estrellas tienen una órbita relativamente cerca, su interacción gravitacional puede tener un impacto significativo en su evolución.

Historia Observación

Históricamente, las estrellas han sido importantes para las civilizaciones de todo el mundo. Se han utilizado en religiosas y prácticas para navegación y orientación celeste. Muchos astrónomos antiguos creían que las estrellas se fijarán de modo permanente a un esfera celestial, y que eran inmutables. Por convención, los astrónomos agrupan estrellas en constelaciones y los utilizaron para realizar un seguimiento de los movimientos de los planetas y la posición inferida del Sol Se utilizó el movimiento del Sol contra el fondo de estrellas (y el horizonte) para crear calendarios, que podrían ser utilizados para regular las prácticas agrícolas. La Calendario gregoriano, que se utiliza actualmente en casi todo el mundo, es un calendario solar basado en el ángulo de de la Tierra eje de rotación con relación a la estrella más cercana, el dom

El, un gráfico con precisión con fecha más antigua estrella apareció en el Antiguo Egipto en 1534 aC. Astrónomos islámicos dieron árabes nombres a muchas estrellas que todavía se utilizan hoy en día, e inventaron numerosos instrumentos astronómicos que podrían calcular las posiciones de las estrellas. En el siglo 11, Al-Biruni describe la Vía Láctea galaxia como multitud de fragmentos que tienen las propiedades de estrellas nebulosas, y también dio las latitudes de varias estrellas durante un eclipse lunar en 1019.

A pesar de la aparente inmutabilidad de los cielos, Astrónomos chinos eran conscientes de que podrían aparecer nuevas estrellas. Los primeros europeos astrónomos tales como Tycho Brahe identificó nuevas estrellas en el cielo de la noche (más tarde denominado novas), lo que sugiere que los cielos no eran inmutables. En 1584 Giordano Bruno sugerido que las estrellas eran en realidad de otros soles, y puede tener otros planetas , posiblemente similar a la Tierra, en órbita alrededor de ellos, una idea que se había sugerido anteriormente por esos filósofos griegos antiguos como Demócrito y Epicuro. En el siglo siguiente, la idea de las estrellas como soles distantes estaba llegando a un consenso entre los astrónomos. Para explicar por qué estas estrellas ejercieron ninguna fuerza gravitacional neta en el sistema solar, Isaac Newton sugirió que las estrellas se distribuyen por igual en todas direcciones, una idea impulsada por el teólogo Richard Bentley.

El astrónomo italiano Geminiano Montanari registró la observación de las variaciones en la luminosidad de la estrella Algol en 1667. Edmond Halley publicó las primeras mediciones de la movimiento propio de un par de estrellas cercanas "fijos", demostrando que habían cambiado de posición desde la época de los antiguos astrónomos griegos Ptolomeo y Hiparco. La primera medición directa de la distancia a una estrella ( 61 Cygni en el 11,4 años luz) se hizo en 1838 por Friedrich Bessel usando el técnica de paralaje. Mediciones de paralaje demostraron la gran separación de las estrellas en los cielos.

William Herschel fue el primer astrónomo para tratar de determinar la distribución de las estrellas en el cielo. Durante la década de 1780, se realizó una serie de indicadores en 600 direcciones, y contó las estrellas observadas a lo largo de cada línea de visión. De esto deduce que el número de estrellas aumentó constantemente hacia un lado del cielo, en la dirección de la Vía Láctea núcleo. Su hijo John Herschel repitió este estudio en el hemisferio sur y encontró un aumento correspondiente en la misma dirección. Además de sus otros logros, William Herschel también es conocido por su descubrimiento de que algunas estrellas no sólo se encuentran a lo largo de la misma línea de visión, pero son también compañeros físicos que forman estrellas binarias sistemas.

La ciencia de la espectroscopía estelar fue iniciado por Joseph von Fraunhofer y Angelo Secchi. Mediante la comparación de los espectros de las estrellas, como Sirius al Sol, se encontraron diferencias en la fuerza y el número de su líneas -las absorción líneas oscuras en un espectro estelar debido a la absorción de frecuencias específicas por la atmósfera. En 1865 comenzó la clasificación de Secchi estrellas en tipos espectrales. Sin embargo, la versión moderna del sistema de clasificación estelar fue desarrollado por Annie J. Cannon, durante la década de 1900.

La observación de estrellas dobles ganó cada vez más importancia durante el siglo 19. En 1834, Friedrich Bessel observó cambios en el movimiento propio de la estrella Sirio, y deducir un compañero oculto. Edward Pickering descubrió la primera binaria espectroscópica en 1899 cuando observó la división periódica de las líneas espectrales de la estrella Mizar en un período de 104 días. Observaciones detalladas de muchos sistemas estelares binarios fueron recogidos por los astrónomos como William Struve y SW Burnham, permitiendo que las masas de las estrellas que se determina a partir de cómputo de la elementos orbitales. La primera solución al problema de derivar una órbita de estrellas binarias a partir de observaciones del telescopio fue hecha por Felix Savary en 1827.

El siglo XX fue testigo de los avances cada vez más rápidos en el estudio científico de las estrellas. La fotografía convirtió en una herramienta valiosa astronómico. Karl Schwarzschild descubrió que el color de una estrella, y por lo tanto su temperatura, se pudo determinar mediante la comparación de la magnitud visual contra la magnitud fotográfica. El desarrollo de la fotoeléctrico fotómetro permite mediciones muy precisas de magnitud en múltiples intervalos de longitud de onda. En 1921 Albert A. Michelson realizó las primeras mediciones de un diámetro estelar utilizando un en el interferómetro Telescopio Hooker.

Importante trabajo conceptual sobre la base física de estrellas se produjo durante las primeras décadas del siglo XX. En 1913, el Diagrama de Hertzsprung-Russell fue desarrollado, impulsando el estudio astrofísico de estrellas. Se desarrollaron modelos de éxito para explicar el interior de las estrellas y la evolución estelar. Los espectros de las estrellas también se explicó con éxito a través de los avances en la física cuántica . Esto permitió que la composición química de la atmósfera estelar que se determine.

Con la excepción de supernovas , estrellas individuales principalmente se han observado en nuestra Grupo Local de galaxias , y sobre todo en la parte visible de la Vía Láctea (como lo demuestra la detallada catálogos de estrellas disponibles para nuestra galaxia). Pero algunas estrellas se han observado en la galaxia M100 de la Cúmulo de Virgo, a unos 100 millones de años luz de la Tierra. En el Supercúmulo local es posible ver cúmulos estelares y telescopios actuales pudo observar, en principio, las estrellas individuales débiles en la Clúster de las estrellas más distantes locales resolvieron tienen hasta cien millones de años luz de distancia (ver Cefeidas). Sin embargo, fuera de la Supercúmulo local de galaxias, ni se han observado las estrellas individuales ni los cúmulos de estrellas; la única excepción fue débil imagen de un cúmulo de estrellas grandes, que contiene cientos de miles de estrellas, mil millones de años luz de distancia; diez veces la distancia del cúmulo estelar más distante observado previamente.

Designaciones estrellas

El concepto de la constelación se sabe que existe durante el Período babilónico. Los observadores del cielo antiguos imaginaban que los acuerdos destacados de estrellas se formaron patrones, y se asocian con estos aspectos particulares de la naturaleza o de sus mitos. Doce de estas formaciones yacían a lo largo de la banda de la eclíptica y éstos se convirtieron en la base de la astrología . Muchos de los más prominentes estrellas individuales también se les dio nombres, en especial con árabes o latinoamericanos designaciones.

Así como ciertas constelaciones y el propio Sol, las estrellas en su conjunto tienen sus propios mitos . Se cree que las almas de los muertos o de los dioses. Un ejemplo es la estrella Algol, que se cree que representa el ojo de la Gorgona Medusa.

Al Los antiguos griegos, algunas "estrellas", conocidos como planetas (πλανήτης griego (Planetes), que significa "vagabundo"), representado varias deidades importantes, de los que los nombres de los planetas Mercurio , Venus , Marte , Júpiter y Saturno fueron tomadas. ( Urano y Neptuno también eran griegos y dioses romanos , pero tampoco planeta era conocido en la antigüedad debido a su bajo brillo. Sus nombres fueron asignados por los astrónomos posteriores).

Circa 1600, se utilizaron los nombres de las constelaciones para nombrar las estrellas en las regiones correspondientes del cielo. El astrónomo alemán Johann Bayer creó una serie de mapas de las estrellas y se aplica letras griegas como designaciones a las estrellas de cada constelación. Más tarde, el astrónomo Inglés John Flamsteed se acercó con un sistema que utiliza los números, que más tarde sería conocido como el Denominación de Flamsteed. Numerosos sistemas adicionales desde entonces se han creado como han aparecido catálogos de estrellas.

El único organismo que ha sido reconocido por la comunidad científica como tener la autoridad para nombrar estrellas u otros cuerpos celestes es la Unión Astronómica Internacional (UAI). Una serie de empresas privadas (por ejemplo, el " International Star Registry ") pretende vender nombres de estrellas, sin embargo, estos nombres no son ni reconocidos por la comunidad científica ni utilizados por ellos, y muchos en la comunidad astronómica ver estas organizaciones como fraudes que se aprovechan de la gente ignorante de procedimiento de asignación de nombres de estrellas.

Unidades de medida

La mayoría de los parámetros estelares se expresan en Unidades SI por convención, pero También se utilizan unidades CGS (por ejemplo, expresando luminosidad en ergios por segundo). Misa, luminosidad, y radios se dan generalmente en unidades solares, sobre la base de las características de la Sun:

masa solar:	kg
luminosidad solar:	vatios
radio solar:	m

Longitudes grandes, tales como el radio de una estrella gigante o de la semi-eje mayor de un sistema binario de estrellas, a menudo se expresa en términos de la unidad astronómica (UA) -aproximadamente la distancia media entre la Tierra y el Sol (150.000.000 kilometros o 93 millones de millas).

Formación y evolución

Las estrellas se forman dentro de nubes moleculares; grandes regiones de alta densidad (aunque todavía menos denso que el interior de un terrenal cámara de vacío) en el medio interestelar. Estas nubes se componen principalmente de hidrógeno, con alrededor de 23 a 28% de helio y un pequeño porcentaje de elementos más pesados. Un ejemplo de un tal de formación de estrellas nebulosa es la Nebulosa de Orión . Como las estrellas masivas se forman de estas nubes, que poderosamente iluminan y se ionizan las nubes desde que se formaron, la creación de una región H II .

Formación Protostar

La formación de una estrella comienza con una inestabilidad gravitacional dentro de una nube molecular, a menudo provocada por ondas de choque de supernovas (explosiones estelares masivos) o la colisión de dos galaxias (como en una galaxia starburst). Una vez que una región alcanza una densidad suficiente de la materia para satisfacer los criterios de Jeans Inestabilidad comienza a colapsar bajo su propia fuerza gravitatoria.

Concepción artística del nacimiento de una estrella dentro de una densa nube molecular imagen de la NASA.

A medida que los colapsos de nubes, conglomeraciones individuales de forma de polvo y gas denso lo que se conocen como Glóbulos de Bok. Estos pueden contener hasta 50 masas solares de material. Como colapsos de glóbulos y la densidad aumenta, la energía gravitacional se convierte en calor y la temperatura se eleva. Cuando la nube protoestelar aproximadamente ha alcanzado la condición estable de equilibrio hidrostático, una formas protoestrella en el núcleo. Estos pre-secuencia principal estrellas están a menudo rodeadas por una disco protoplanetario. El período de contracción gravitacional tiene una duración de unos 10-15 millones de años.

Las primeras estrellas de menos de 2 masas solares se denominan Estrellas T Tauri, mientras que aquellos con una mayor masa son Herbig Ae / Be estrellas. Estas estrellas recién nacidas emiten chorros de gas a lo largo de su eje de rotación, produciendo pequeñas manchas de nebulosidad conocida como objetos Herbig-Haro .

Secuencia principal

Las estrellas pasan alrededor del 90% de su fusión de hidrógeno para producir helio vida en alta temperatura y alta presión reacciones cerca del núcleo. Estas estrellas se dice que están en el secuencia principal y se llaman Las estrellas enanas. A partir de la secuencia principal de edad cero, la proporción de helio en el núcleo de una estrella de manera constante aumentará. Como consecuencia, a fin de mantener la velocidad requerida de la fusión nuclear en el núcleo, la estrella aumentará lentamente en la temperatura y la luminosidad. El Sol, por ejemplo, se estima que ha aumentado en la luminosidad en un 40% desde que alcanzó la secuencia principal hace 4,6 millones de años.

Cada estrella genera una viento estelar de partículas que causa un flujo continuo de gas en el espacio. Para la mayoría de las estrellas, la cantidad de masa perdida es insignificante. El Sol pierde 10 ^-14 masas solares cada año, o aproximadamente el 0,01% de su masa total en toda su vida útil. Sin embargo las estrellas muy masivas pueden perder 10 ^-7 a 10 ^-5 masas solares cada año, lo que afecta significativamente su evolución. Las estrellas que comienzan con más de 50 masas solares pueden perder más de la mitad de su masa total mientras permanezcan en la secuencia principal.

Un ejemplo de una Diagrama de Hertzsprung-Russell por un conjunto de estrellas que incluye al Sol (en el centro). (Ver "Clasificación" más adelante.)

La duración que pasa una estrella en la secuencia principal depende principalmente de la cantidad de combustible que tiene que quemar y la velocidad a la que se quema ese combustible. En otras palabras, su masa inicial y su luminosidad. Para el Sol, esto se estima en alrededor de ¹⁰ 10 años. Las grandes estrellas queman su combustible muy rápidamente y son de corta duración. Las estrellas pequeñas (llamadas enanas rojas ) queman su combustible muy lentamente y duran decenas a cientos de miles de millones de años. Al final de sus vidas, ellos simplemente se convierten apagando, desvaneciéndose en enanas negras. Sin embargo, dado que la vida útil de este tipo de estrellas es mayor que la edad actual del universo (13,7 mil millones años), no se esperan enanos negros de existir todavía.

Además de la masa, la porción de elementos más pesados que el helio puede desempeñar un papel importante en la evolución de las estrellas. En astronomía todos los elementos más pesados que el helio se consideran un "metal", y la química concentración de estos elementos se denomina metalicidad. La metalicidad puede influir en la duración que una estrella se quema su combustible, controlar la formación de campos magnéticos y modificar la fuerza del viento estelar. Mayor, de población II estrellas tienen sustancialmente menor metalicidad de las estrellas más jóvenes, población I debido a la composición de las nubes moleculares a partir del cual se formaron. (Con el tiempo estas nubes se enriquecen cada vez más en elementos más pesados como las estrellas más viejas mueren y se desprenden partes de sus atmósferas.)

Secuencia posterior a la principal

Como estrellas de al menos 0,4 masas solares agotan su suministro de hidrógeno en su núcleo, sus capas exteriores se expanden y enfrían para formar una gigante roja. En unos 5 millones de años, cuando el Sol es una gigante roja , se expandirá a un radio máximo de aproximadamente 1 AU (1,5 × 10 ¹¹ m), 250 veces su tamaño actual. Como un gigante, el Sol perderá aproximadamente el 30% de su masa actual. Cuando el Sol se expande, Mercurio y Venus serán más probable ser tragados. Tierra destino 's es menos clara. Se cree que estará en una órbita más lejos del Sol que en la actualidad debido a la disminución de la masa del Sol, pero los modelos no están de acuerdo sobre si van a escapar de ser envuelto por el Sol Interacciones de marea entre la Tierra y el gigante roja Sun pueden causar fricción adicional que podría causar la Tierra se retrocede a una órbita más baja y se envolvió. Sin embargo, dentro de alrededor de 1 millones de años, el Sol será 10% más luminosa de lo que es ahora, por lo que la Tierra ya no estará en el zona habitable cerca del Sol y se representará sin vida.

En una gigante roja de hasta 2,25 masas solares, BENEFICIOS fusión de hidrógeno en una cáscara de la capa que rodea el núcleo. Finalmente, el núcleo se comprime lo suficiente para comenzar la fusión del helio, y la estrella ahora se encoge gradualmente en radio y aumenta su temperatura superficial. Para las estrellas más grandes, la región del núcleo transiciones directamente de la fusión de hidrógeno para la fusión de helio.

Después de la estrella ha consumido el helio en el núcleo, la fusión continúa en una cáscara alrededor de un núcleo caliente de carbono y oxígeno. La estrella continuación, sigue una trayectoria evolutiva que es paralela a la fase de gigante roja original, pero a una temperatura de la superficie superior.

Las estrellas masivas

Betelgeuse es una estrella supergigante roja que se acerca al final de su ciclo de vida

Durante su fase de combustión de helio, estrellas de muy alta masa con más de nueve masas solares se expanden para formar supergigantes rojas. Una vez que este combustible se agota en el núcleo, que pueden seguir para fusionar elementos más pesados que el helio. Los contratos de núcleo hasta que la temperatura y la presión son suficientes para fundir de carbono . Este proceso continúa, con las etapas sucesivas siendo alimentados por oxígeno , neón , silicio y azufre . Cerca del final de la vida de la estrella, la fusión puede ocurrir a lo largo de una serie de cáscaras de cebolla de capa dentro de la estrella. Cada shell fusiona un elemento diferente, con la más externa de hidrógeno de fusión cáscara; la próxima cáscara de fusión de helio, y así sucesivamente.

La etapa final se alcanza cuando la estrella comienza a producir hierro . Desde los núcleos de hierro son más fuertemente unido que cualquier núcleos más pesados, si se fusionan no liberan energía el proceso sería, por el contrario, consumir energía. De la misma manera, ya que están más estrechamente vinculados a los núcleos más ligeros, la energía no puede ser liberada por la fisión . En relativamente antiguos, estrellas muy masivas, un gran núcleo de hierro inerte se acumulará en el centro de la estrella. Los elementos más pesados en estas estrellas pueden trabajar su camino hasta la superficie, formando objetos evolucionados conocidos como Estrellas Wolf-Rayet que tienen un denso viento estelar que arroja la atmósfera exterior.

Colapso

Un evolucionado, estrella de tamaño promedio ahora arrojará sus capas exteriores como nebulosa planetaria . Si lo que queda después de la atmósfera exterior ha sido derramada es inferior a 1,4 masas solares, se contrae a un objeto relativamente pequeño (aproximadamente del tamaño de la Tierra), que no es lo suficientemente masiva para una mayor compresión que tenga lugar, conocido como una enana blanca . La cuestión de electrones degenerado dentro de una enana blanca ya no es un plasma, a pesar de estrellas se denominan generalmente como esferas de plasma. Las enanas blancas con el tiempo se desvanecen en enanas negras sobre un tramo muy largo de tiempo.

La Nebulosa del Cangrejo , restos de una supernova que fue observada por primera vez alrededor de 1050 dC

En las estrellas más grandes, la fusión continúa hasta el núcleo de hierro ha crecido tan grandes (más de 1,4 masas solares) que ya no puede soportar su propia masa. Este núcleo de pronto se colapsará como sus electrones se conducen en sus protones, formando neutrones y neutrinos en un estallido de inversa desintegración beta, o captura de electrones. La onda de choque formado por este colapso repentino hace que el resto de la estrella explotara en una supernova . Las supernovas son tan brillantes que pueden eclipsar brevemente toda galaxia hogar de la estrella. Cuando se producen dentro de la Vía Láctea, las supernovas históricamente han sido observados por los observadores a simple vista como "nuevas estrellas" donde antes no existían.

La mayor parte de la materia de la estrella es arrojado por la explosión de supernovas (nebulosas formando como la Nebulosa del Cangrejo) y lo que queda será un estrella de neutrones (que a veces se manifiesta como una púlsar o Carga de dispersión de rayos X) o, en el caso de las estrellas más grandes (lo suficientemente grandes como para dejar un remanente estelar mayor que aproximadamente 4 masas solares), un agujero negro . En una estrella de neutrones el asunto está en un estado conocido como cuestión de neutrones degenerados, con una forma más exótica de materia degenerada, Cuestión QCD, posiblemente presente en el núcleo. Dentro de un agujero negro del asunto está en un estado que no se entiende actualmente.

Las capas externas que escapa de morir estrellas incluyen elementos pesados que pueden ser reciclados durante la formación de nuevas estrellas. Estos elementos pesados permiten la formación de planetas rocosos. La salida de las supernovas y los vientos estelares de las grandes estrellas juegan un papel importante en la conformación del medio interestelar.

Distribución

Una estrella enana blanca en la órbita de Sirio (ilustración) imagen de la NASA. Alrededor

Además de estrellas aisladas, una sistema multi-estrella puede consistir en dos o más ligado gravitacionalmente estrellas que orbitan alrededor de la otra. El sistema de múltiples estrellas más común es una estrella binaria , pero también se encuentran los sistemas de tres o más estrellas. Por razones de estabilidad orbital, este tipo de sistemas multi-estrella se organizan a menudo en conjuntos jerárquicos de co-orbitando estrellas binarias. Los grupos más grandes llamados También existen grupos de estrellas. Estos van desde la suelta asociaciones estelares con sólo unas pocas estrellas, hasta enormes cúmulos globulares con cientos de miles de estrellas.

Ha sido una suposición celebrada largo que la mayoría de las estrellas se produce en los sistemas unidos gravitacionalmente, de estrellas múltiples. Esto es particularmente cierto para las estrellas O y B de clase muy masivas, donde el 80% de los sistemas se cree que son múltiples. Sin embargo, la parte de los sistemas de estrellas individuales aumenta para las estrellas más pequeñas, por lo que sólo el 25% de las enanas rojas se sabe que tienen compañeras estelares. Como el 85% de todas las estrellas son enanas rojas, la mayoría de las estrellas de la Vía Láctea probablemente solo desde el nacimiento.

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en todo el universo, pero normalmente se agrupan en galaxias junto con el gas y el polvo interestelar. Una galaxia típica contiene cientos de miles de millones de estrellas, y hay más de 100 mil millones (10 ¹¹⁾ de galaxias en el universo observable . Aunque a menudo se cree que sólo existen estrellas dentro de las galaxias, estrellas intergalácticas se han descubierto. Los astrónomos estiman que hay al menos 70 sextillones (7 × 10 ²²⁾ protagoniza el universo observable. Es decir 230 mil millones veces más que los 300 millones de dólares en la Vía Láctea.

La estrella más cercana a la Tierra, aparte del Sol, es Proxima Centauri , que es 39900000000000 (10 ¹²⁾ kilómetros, o 4,2 años luz de distancia. La luz de Proxima Centauri tiene 4,2 años en alcanzar la Tierra. Viajar a la velocidad orbital de la Transbordador espacial (5 millas por segundo casi 30.000 kilómetros por hora), se necesitarían alrededor de 150.000 años para llegar allí. Distancias de este tipo son típicos dentro discos galácticos, incluyendo en las cercanías del sistema solar. Las estrellas pueden estar mucho más cerca el uno al otro en el centro de galaxias y en los cúmulos globulares , o mucho más lejos en halos galácticos.

Debido a las relativamente grandes distancias entre las estrellas fuera del núcleo galáctico, se cree que las colisiones entre estrellas a ser raro. En las regiones más densas como el núcleo de los cúmulos globulares o el centro de la galaxia, las colisiones pueden ser más comunes. Estas colisiones pueden producir lo que se conoce como rezagadas azules. Estas estrellas anormales tienen una temperatura de superficie superior a las otras estrellas de secuencia principal con la misma luminosidad en el clúster.

Características

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra

Casi todo sobre una estrella está determinada por su masa inicial, incluyendo las características esenciales como la luminosidad y tamaño, así como la evolución de la estrella, vida útil, y destino final.

Edad

La mayoría de las estrellas tienen entre mil millones y 10 mil millones de años. Algunas estrellas pueden incluso estar cerca de la vieja-13700000000 año observado edad del universo . La estrella más antiguo descubierto hasta ahora, HE 1523-0901, es un estimado de 13,2 mil millones años.

Cuanto más masiva es la estrella, más corta es su vida útil, principalmente porque las estrellas masivas tienen una mayor presión sobre sus núcleos, haciendo que se queman hidrógeno más rápidamente. Las estrellas más masivas tienen una duración media de un millón de años, mientras que las estrellas de masa mínima (enanas rojas) queman su combustible muy lentamente y duran decenas a cientos de miles de millones de años.

Composición química

Cuando se forman las estrellas que se componen de aproximadamente el 70% de hidrógeno y 28% de helio, según lo medido por la masa, con una pequeña fracción de los elementos más pesados. Típicamente, la porción de elementos pesados se mide en términos del contenido de hierro de la atmósfera estelar, como el hierro es un elemento común y sus líneas de absorción son relativamente fáciles de medir. Debido a que las nubes moleculares donde se forman las estrellas se enriquecen constantemente por elementos más pesados de las explosiones de supernovas, una medida de la composición química de una estrella puede ser utilizado para deducir su edad. La porción de elementos más pesados también puede ser un indicador de la probabilidad de que la estrella tiene un sistema planetario.

La estrella con el menor contenido de hierro jamás medido es el HE1327-2326 enano, con sólo 1 / 200.000 el contenido de hierro del Sol Por el contrario, la estrella super-rica en metales μ Leonis tiene casi el doble de la cantidad de hierro que el Sol, mientras que la estrella planeta fértil 14 Herculis tiene casi el triple del hierro. También existen químicamente estrellas peculiares que muestran las abundancias inusuales de ciertos elementos en su espectro; especialmente cromo y elementos de tierras raras.

Diámetro

Debido a su gran distancia de la Tierra, todas las estrellas, excepto el Sol aparecen al ojo humano como brillantes puntos en el cielo nocturno que twinkle, debido al efecto de la atmósfera de la Tierra. El Sol es también una estrella, pero es lo suficientemente cerca de la Tierra para que aparezca como un disco en su lugar, y para proporcionar la luz del día. Otros que el Sol, la estrella con el tamaño aparente es más grande R Doradus, con un diámetro angular de sólo 0.057 segundos de arco.

Los discos de la mayoría de estrellas son mucho demasiado pequeña en tamaño angular que se deben observar con telescopios ópticos actuales basados en tierra, y por lo tanto telescopios interferómetros se requieren con el fin de producir imágenes de estos objetos. Otra técnica para medir el tamaño angular de las estrellas es a través ocultación. Al medir con precisión la caída en el brillo de una estrella cuando se ocultó por la Luna (o el aumento de su brillo cuando se vuelve a aparecer), diámetro angular de la estrella puede ser calculada.

Estrellas varían en tamaño de las estrellas de neutrones, que varían entre 20 y 40 km de diámetro, a supergigantes como Betelgeuse en la La constelación de Orión, que tiene un diámetro de aproximadamente 650 veces más grande que el Sol sobre 0900000000 kilometros. Sin embargo, Betelgeuse tiene un mucho menor densidad que el Sol

Cinemática

El movimiento de una estrella en relación al Sol puede proporcionar información útil sobre el origen y la edad de una estrella, así como la estructura y evolución de la galaxia circundante. Los componentes de movimiento de una estrella consisten en el velocidad radial hacia o desde el Sol y el movimiento angular de desplazamiento, que se llama su movimiento propio.

La velocidad radial se mide por el desplazamiento Doppler de las líneas espectrales de la estrella, y se da en unidades de km / s. El movimiento propio de una estrella está determinada por mediciones astrométricas precisas en unidades de milisegundos segundos de arco (mas) por año. Mediante la determinación de la paralaje de una estrella, el movimiento propio entonces se puede convertir en unidades de velocidad. Las estrellas con altas tasas de movimiento propio es probable que sean relativamente cerca del Sol, lo que los buenos candidatos para las mediciones de paralaje.

Una vez que se conocen las tasas de movimiento, el velocidad espacial de la estrella en relación con el Sol o la galaxia se puede calcular. Entre las estrellas cercanas, se ha encontrado que la población I estrellas tienen velocidades generalmente más bajos que los de mayor edad, población II estrellas. Estos últimos tienen órbitas elípticas que están inclinadas con respecto al plano de la galaxia. Comparación de la cinemática de las estrellas cercanas también ha conducido a la identificación de asociaciones estelares. Estos son más probables grupos de estrellas que comparten un punto común de origen en las nubes moleculares gigantes.

Campo magnético

Superficie del campo magnético de SU Aur (una estrella joven de T Tauri tipo), reconstruida por medio de Formación de imágenes Zeeman-Doppler

La campo magnético de una estrella se genera dentro de las regiones del interior donde circulación convectiva ocurre. Este movimiento de las funciones de plasma conductoras como una dínamo, la generación de campos magnéticos que se extienden a lo largo de la estrella. La fuerza del campo magnético varía con la masa y la composición de la estrella, y la cantidad de actividad de la superficie magnética depende de la tasa de la estrella de giro. Esta actividad superficial produce manchas estelares, que son regiones de campos magnéticos fuertes y más bajas que las temperaturas superficiales normales. Bucles coronales arqueando campos magnéticos que se extienden hacia la corona de las regiones activas. Llamaradas estelares son explosiones de partículas de alta energía que se emiten por la misma actividad magnética.

Young, estrellas de rotación rápida tienden a tener altos niveles de actividad en la superficie debido a su campo magnético. El campo magnético puede actuar sobre el viento de una estrella estelar, sin embargo, que funciona como un freno para reducir la velocidad gradualmente la velocidad de rotación como la estrella crece. Por lo tanto, las estrellas más antiguas, como el Sol tienen una tasa mucho más lenta de rotación y un menor nivel de actividad superficial. Los niveles de actividad de estrellas lentamente-rotativos tienden a variar de una manera cíclica y pueden cerrar por completo durante períodos. Durante el mínimo de Maunder , por ejemplo, el Sol se sometió a un período de 70 años con casi ninguna actividad de manchas solares.

Masa

Una de las estrellas más masivas conocidas es Eta Carinae, con 100 a 150 veces más masa que el Sol; su vida útil es muy corta solo varios millones de años a lo sumo. Un estudio reciente de la Arcos de clúster sugiere que 150 masas solares es el límite superior de las estrellas en la era actual del universo. La razón de este límite no se conoce con precisión, pero es debido en parte a la Límite de Eddington, que define la cantidad máxima de luminosidad que puede pasar a través de la atmósfera de una estrella sin expulsar los gases en el espacio.

La nebulosa de reflexión NGC 1999 está brillantemente iluminada por V380 Orionis (centro), una estrella variable con cerca de 3,5 veces la masa del Sol imagen NASA

Las primeras estrellas que se forman después del Big Bang podría haber sido más grande, hasta 300 masas solares o más, debido a la total ausencia de elementos más pesados que el litio en su composición. Esta generación de súper masivo, estrellas de población III es largo extinto, sin embargo, y en la actualidad sólo teórica.

Con una masa de sólo 93 veces la de Júpiter , AB Doradus C, un compañero de AB Doradus A, es la estrella más pequeña conocida sufrir la fusión nuclear en su núcleo. Para las estrellas con metalicidad similar al Sol, la masa mínima teórica de la estrella puede tener, y aún someterse a la fusión en el núcleo, se estima en alrededor de 75 veces la masa de Júpiter. Cuando la metalicidad es muy baja, sin embargo, un reciente estudio de las estrellas más débiles encontró que el tamaño mínimo de la estrella parece ser alrededor de 8,3% de la masa solar, o alrededor de 87 veces la masa de Júpiter. Cuerpos más pequeños se llaman Las enanas marrones, que ocupan un área gris mal definida entre las estrellas ylos gigantes gaseosos.

La combinación de la radio y la masa de una estrella determina la gravedad de la superficie. Estrellas gigantes tienen una gravedad superficial mucho menor que estrellas de secuencia principal, mientras que lo contrario es el caso degenerado, estrellas compactas como enanas blancas. La gravedad en la superficie puede influir en la aparición del espectro de una estrella, con mayor gravedad que causa un ensanchamiento de las líneas de absorción.

Rotación

La tasa de rotación de las estrellas se puede aproximar a través de la medición espectroscópica , o más exactamente determina mediante el seguimiento de la velocidad de rotación de manchas estelares. Las estrellas jóvenes pueden tener una rápida tasa de rotación superior a 100 km / s en el ecuador. La estrella de clase B Achernar, por ejemplo, tiene una velocidad de rotación ecuatorial de alrededor de 225 km / s o mayor, dándole un diámetro ecuatorial que es más de 50% mayor que la distancia entre los polos. Esta tasa de rotación es justo debajo de la velocidad crítica de 300 km / s donde la estrella sería romper aparte. Por el contrario, el Sol sólo gira una vez cada 25 - 35 días, con un velocidad ecuatorial de 1,994 kilometros / s. El campo magnético de la estrella y el viento estelar sirven para frenar un ritmo secuencia principal de estrellas de rotación por una cantidad significativa a medida que evoluciona en la secuencia principal.

Estrellas degenerados han contraído en una masa compacta, resultando en una rápida tasa de rotación. Sin embargo, tienen tasas relativamente bajas de rotación en comparación con lo que cabría esperar por la conservación del momento angular -la tendencia de un cuerpo en rotación para compensar una contracción en el tamaño, aumentando su velocidad de giro. Una gran parte del momento angular de la estrella se disipa como resultado de la pérdida de masa a través del viento estelar. A pesar de esto, la velocidad de rotación para un pulsar puede ser muy rápida. El púlsar en el corazón de la Nebulosa del Cangrejo , por ejemplo, gira 30 veces por segundo. La tasa de rotación del púlsar se desacelerará gradualmente debido a la emisión de radiación.

Temperatura

La temperatura de la superficie de una estrella de secuencia principal se determina por la tasa de producción de energía en el núcleo y el radio de la estrella y, a menudo se estima a partir de la estrella índice de color. Normalmente se da como la temperatura efectiva, que es la temperatura de un idealizado cuerpo negro que irradia su energía en la misma luminosidad por unidad de superficie como la estrella. Tenga en cuenta que la temperatura efectiva es solamente un valor representativo, sin embargo, como estrellas en realidad tienen un gradiente de temperatura que disminuye al aumentar la distancia desde el núcleo. La temperatura en la zona del núcleo de una estrella es de varios millones de grados Kelvin .

La temperatura estelar determinará la tasa de energización o la ionización de los diferentes elementos, dando lugar a líneas de absorción características en el espectro. La temperatura de la superficie de una estrella, junto con sus visuales características de magnitud y de absorción absolutos, se utiliza para clasificar una estrella (véase la clasificación más abajo).

Enormes principales estrellas de la secuencia pueden tener temperaturas de la superficie de 50.000 K . Estrellas más pequeñas como el Sol tienen temperaturas superficiales de unos pocos miles de grados. Las gigantes rojas tienen temperaturas relativamente bajas de aproximadamente 3600 K superficiales, pero también tienen una alta luminosidad debido a su gran área de superficie exterior.

Radiación

La energía producida por las estrellas, como un subproducto de la fusión nuclear, irradia tanto en el espacio como radiación electromagnética y radiación de partículas. La radiación de partículas emitida por una estrella se manifiesta como el viento estelar (que existe como un flujo constante de partículas cargadas eléctricamente, como gratuitas protones , partículas alfa y partículas beta, que emanan de las capas exteriores de la estrella) y como un flujo constante de neutrinos que emana desde el núcleo de la estrella.

La producción de energía en el centro es la razón por qué las estrellas brillan tan brillantemente: cada vez que dos o más núcleos atómicos de uno de los elementos se fusionan para formar un núcleo atómico de un nuevo elemento más pesado, rayos gamma fotones son liberados de la reacción de fusión nuclear. Esta energía se convierte en otras formas de energía electromagnética, incluyendo la luz visible , en el momento en que llegue a las capas exteriores de la estrella.

El color de una estrella, como lo determina el pico de frecuencia de la luz visible, depende de la temperatura de las capas exteriores de la estrella, incluyendo su fotosfera. luz visible Además, las estrellas también emiten formas de radiación electromagnética que son invisibles para el ser humano ojo . De hecho, la radiación electromagnética estelar abarca todo el espectro electromagnético, desde las más largas longitudes de onda de las ondas de radio y de infrarrojos para las longitudes de onda más cortas de luz ultravioleta , los rayos X, y rayos gamma. Todos los componentes de la radiación electromagnética estelar, tanto visibles como invisibles, son típicamente significativa.

Usando el espectro estelar, astrónomos también pueden determinar la temperatura de la superficie, la superficie de la gravedad, metalicidad y velocidad de rotación de una estrella. Si se conoce la distancia de la estrella, tal como midiendo el paralaje, a continuación, la luminosidad de la estrella se puede derivar. El período de masa, el radio, la gravedad de la superficie, y la rotación puede ser estimada en base a los modelos estelares. (Misa se ​​puede medir directamente para las estrellas en sistemas binarios. La técnica de microlente gravitacional también producirá la masa de una estrella). Con estos parámetros, los astrónomos también pueden estimar la edad de la estrella.

Luminosidad

En astronomía, la luminosidad es la cantidad de luz , y otras formas de energía radiante, una estrella irradia por unidad de tiempo . La luminosidad de una estrella está determinada por el radio y la temperatura de la superficie. Sin embargo, muchas estrellas no irradian un uniforme de flujo de la cantidad de energía radiada por unidad de superficie-a través de toda su superficie. La estrella rápida rotación Vega, por ejemplo, tiene un flujo de energía más alto en sus polos que a lo largo de su ecuador .

Parches de superficie con una temperatura más baja que la media y la luminosidad son conocidas como manchas estelares. Pequeño, enanos estrellas como el Sol tienen generalmente discos esencialmente sin rasgos, con sólo pequeñas manchas estelares. Más grandes, gigantes estrellas tienen mucho más grandes, manchas estelares mucho más evidente, y que también presentan fuertes estelar oscurecimiento del limbo. Es decir, el brillo disminuye hacia el borde del disco estelar. Enana roja llamarada estrellas como UV Ceti también pueden poseer características prominentes manchas estelares.

Magnitud

La aparente brillo de una estrella se mide por su magnitud aparente, que es el brillo de una estrella con respecto a la luminosidad de la estrella, la distancia de la Tierra, y la alteración de la luz de la estrella a su paso por la atmósfera terrestre. Magnitud intrínseca o absoluta es lo que la magnitud aparente de una estrella sería si la distancia entre la Tierra y la estrella eran 10 parsecs (32,6 años luz), y está directamente relacionada con la luminosidad de una estrella.

Tanto las escalas aparentes y absolutas de magnitud son unidades logarítmicas: una diferencia número entero en magnitud es igual a una variación de brillo de alrededor de 2,5 veces (la quinta raíz de 100 o aproximadamente 2.512). Esto significa que una primera magnitud (1.00) estrella es de aproximadamente 2,5 veces más brillante que una segunda magnitud (2.00) de la estrella, y aproximadamente 100 veces más brillante que sexta magnitud (6.00) estrella. Las estrellas más débiles visibles a simple vista bajo buenas condiciones de visibilidad son alrededor de magnitud 6.

En ambas escalas aparentes y absolutas de magnitud, menor será el número de magnitud, más brillante es la estrella; cuanto mayor sea el número magnitud, la más débil. Las estrellas más brillantes, a cada escala, tienen números negativos de magnitud. La variación en el brillo entre dos estrellas se calcula restando el número magnitud de la estrella más brillante (m _b ) a partir del número magnitud de la estrella más débil (m _F ), a continuación, utilizando la diferencia como exponente para el número de base 2.512; es decir:

variación en el brillo

Relativa tanto a la luminosidad y la distancia de la Tierra, la magnitud absoluta (M) y la magnitud aparente (m) no son equivalentes para una estrella individual; por ejemplo, la brillante estrella Sirio tiene una magnitud aparente de -1,44, pero tiene una magnitud absoluta de 1.41.

El Sol tiene una magnitud aparente de -26,7, pero su magnitud absoluta es solamente 4.83. Sirio, la estrella más brillante en el cielo nocturno vista desde la Tierra, es aproximadamente 23 veces más luminosa que el Sol, mientras que Canopus, la segunda estrella más brillante en el cielo nocturno con una magnitud absoluta de -5,53, es aproximadamente 14.000 veces más luminosa que el sol. A pesar de Canopus ser mucho más luminosa que Sirius, sin embargo, Sirius aparece más brillante que Canopus. Esto se debe a Sirius es meramente 8,6 años luz de la Tierra, mientras que Canopus es mucho más lejos a una distancia de 310 años luz.

A partir de 2006, la estrella con la magnitud absoluta más alto conocido es LBV 1806-20, con una magnitud de -14.2. Esta estrella es por lo menos 5 millones de veces más luminosa que el Sol Las estrellas menos luminosas que se conocen actualmente se encuentran en el grupo NGC 6397. Las tenues enanas rojas en el cluster fueron de magnitud 26, mientras que una enana blanca de magnitud 28 también fue descubierto. Estas estrellas débiles son tan tenue que su luz es tan brillante como una vela de cumpleaños en la Luna vista desde la Tierra.

Clasificación

Existen diferentes clasificaciones de las estrellas según sus espectros que van desde el tipo O , que son muy caliente, a M , que son tan cool que las moléculas pueden formar en sus atmósferas. Las principales clasificaciones en orden decreciente de temperatura de la superficie son O, B, A, F, G, K , y M . Una variedad de tipos espectrales raras tienen clasificaciones especiales. El más común de estos son los tipos L y T , que clasifican los más fríos estrellas de baja masa y enanas marrones.

Cada letra tiene 10 sub-clasificaciones numeradas (más caliente al más frío) de 0 a 9 . Este sistema coincide estrechamente con la temperatura, pero se rompe en el extremo más caliente; clase O0 y O1 pueden no existir estrellas.

Además, las estrellas pueden ser clasificados por los efectos de luminosidad que se encuentran en sus líneas espectrales, que corresponden a su tamaño espacial y se determina por la gravedad de la superficie. Estos van desde 0 ( hipergigantes) a través de III ( gigantes) a V (secuencia principal enanos) y VII (enanas blancas). La mayoría de las estrellas pertenecen a la secuencia principal, que consiste en ordinarios estrellas de hidrógeno de leña. Estos caen a lo largo de una estrecha banda cuando graficada en función de su magnitud absoluta y tipo espectral. Nuestro Sol es una secuencia principal G2V (enanismo amarillo), siendo de temperatura intermedia y tamaño normal.

Nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas, puede seguir el tipo espectral para indicar las características peculiares del espectro. Por ejemplo, una " e "puede indicar la presencia de líneas de emisión; " m "representa inusualmente fuertes niveles de metales, y" var "puede significar variaciones en el tipo espectral.

Estrellas enanas blancas tienen su propia clase que comienza con la letra D . Esto es aún más subdividen en las clases DA , DB , DC , OD , DZ y DQ , en función de los tipos de líneas prominentes que se encuentran en el espectro. Esto es seguido por un valor numérico que indica el índice de la temperatura.

Las estrellas variables

La apariencia asimétrica deMira, una oscilante estrella variable.NASAHSTimagen

Las estrellas variables tienen cambios periódicos o aleatorios en luminosidad debido a las propiedades intrínsecas o extrínsecas. De las estrellas intrínsecamente variables, los tipos primarios se pueden subdividir en tres grupos principales.

Durante su evolución estelar, algunas estrellas pasan por fases donde pueden llegar a ser las variables pulsantes. Pulsante estrellas variables varían en radio y luminosidad con el tiempo, la expansión y la contratación con períodos que van desde minutos hasta años, dependiendo del tamaño de la estrella. Esta categoría incluye las Cefeidas y las estrellas cefeidas-como, y las variables de largo período, como Mira.

Las variables eruptivas son estrellas que experimentan aumentos repentinos de luminosidad debido a las erupciones o eventos eyección de masa. Este grupo incluye protoestrellas, estrellas Wolf-Rayet, y la llamarada estrellas, así como las estrellas gigantes y supergigantes.

Variables cataclísmicas o explosivos sufren un cambio drástico en sus propiedades. Este grupo incluye novas y supernovas. Un sistema binario de estrellas que incluye una enana blanca cercana puede producir ciertos tipos de estos espectaculares explosiones estelares, incluyendo la nova y una supernova de tipo 1a. La explosión se crea cuando la enana blanca acrece hidrógeno de la estrella compañera, la construcción de la masa hasta que el hidrógeno se somete a la fusión. Algunos novas también son recurrentes, que tiene arrebatos periódicos de amplitud moderada.

Estrellas también pueden variar en luminosidad debido a factores extrínsecos, tales como binarias eclipsantes, así como las estrellas que producen manchas solares extremas de rotación. Un ejemplo notable de una binaria eclipsante es Algol, que varía regularmente en magnitud 2,3 a 3,5 durante un periodo de 2,87 días.

Estructura

El interior de una estrella es estable en un estado de equilibrio hidrostático: las fuerzas sobre cualquier pequeño volumen casi exactamente compensan entre sí. Las fuerzas equilibradas son hacia adentro fuerza gravitacional y una fuerza hacia fuera debido a la presión gradiente dentro de la estrella. La gradiente de presión establecido por el gradiente de temperatura del plasma; la parte exterior de la estrella es más frío que el núcleo. La temperatura en el núcleo de una secuencia principal o estrella gigante es al menos del orden de 10 ⁷ K . La temperatura y la presión resultante en el núcleo de combustión del hidrógeno de una estrella de secuencia principal son suficientes para que se produzca la fusión nuclear y para la energía suficiente para ser producidos para evitar un mayor colapso de la estrella.

Como los núcleos atómicos se fusionan en el núcleo, que emiten energía en forma de rayos gamma. fotones Estos interactúan con el plasma circundante, añadiendo a la energía térmica en el núcleo. Estrellas en la secuencia principal convierten hidrógeno en helio, la creación de una proporción lenta pero constantemente creciente de helio en el núcleo. Finalmente, el contenido de helio se convierte en predominante y la producción de energía cesa en el núcleo. En cambio, para las estrellas de más de 0,4 masas solares, la fusión se produce en una cáscara de lenta expansión alrededor del núcleo de helio degenerado.

Además de equilibrio hidrostático, el interior de una estrella estable también a mantener un balance de energía de equilibrio térmico. Hay un gradiente de temperatura radial en todo el interior que resulta en un flujo de energía que fluye hacia el exterior. El flujo de salida de la energía de dejar cualquier capa dentro de la estrella coincidir exactamente con el flujo entrante de abajo.

Este diagrama muestra una sección transversal de una estrella de tipo solar.imagen de la NASA

La zona de radiación es la región en el interior estelar donde transferencia radiativa es suficientemente eficiente para mantener el flujo de energía. En esta región el plasma no será perturbado y cualquier movimiento de masas se extinguirá. Si este no es el caso, sin embargo, a continuación, el plasma se vuelve inestable y la convección se producirá, formando una zona de convección. Esto puede ocurrir, por ejemplo, en las regiones donde se producen flujos muy altos de energía, como cerca del núcleo o en áreas con alta opacidad como en el sobre exterior.

La ocurrencia de convección en el sobre exterior de un estrella de secuencia principal depende de la masa. Estrellas con varias veces la masa del Sol tienen una zona de convección profunda en el interior y una zona radiactiva en las capas exteriores. Estrellas más pequeñas como el Sol son todo lo contrario, con la zona convectiva localizada en las capas exteriores. Las estrellas enanas rojas con menos de 0,4 masas solares son convectiva en todo, lo que evita la acumulación de un núcleo de helio. Para la mayoría de estrellas de las zonas convectivas también variar con el tiempo a medida que envejece la estrella y la constitución del interior se modifica.

La porción de una estrella que es visible para un observador se denomina fotosfera. Esta es la capa a la que el plasma de la estrella se vuelve transparente a los fotones de la luz. A partir de aquí, la energía generada en el núcleo queda libre para propagar hacia el espacio. Es dentro de la fotosfera que las manchas solares, o las regiones de más baja que la temperatura media, aparecen.

Por encima del nivel de la fotosfera es la atmósfera estelar. En una estrella de secuencia principal como el Sol, el nivel más bajo de la atmósfera es la delgada región cromosfera, donde espículas aparecen y llamaradas estelares comienzan. Este está rodeado por una zona de transición, donde la temperatura aumenta rápidamente dentro de una distancia de sólo de 100 km. Más allá de esto es la corona, un volumen de plasma super-calentado que puede extenderse hacia el exterior para varios millones de kilómetros. La existencia de una corona parece ser dependiente de una zona de convección en las capas externas de la estrella. A pesar de su alta temperatura, la corona emite muy poca luz. La región de la corona del Sol es normalmente sólo visible durante un eclipse solar .

A partir de la corona, unviento estelar de partículas de plasma se expande hacia el exterior de la estrella, propagando hasta que interactúa con el medio interestelar.Para el Sol, la influencia de suviento solar se extiende por toda la región en forma de burbuja de laheliosfera.

Caminos de reacción de fusión nuclear

Descripción general de la cadena protón-protón

El ciclo de nitrógeno carbono-oxígeno

Una variedad de diferentes reacciones de fusión nuclear se produce en el interior de los núcleos de las estrellas, dependiendo de su masa y composición, como parte de nucleosíntesis estelar. la masa neta de los núcleos atómicos fusionado es menor que la suma de los constituyentes. Esta pérdida de masa se ​​convierte en energía, de acuerdo con la masa-energía relación de equivalencia E = mc ².

El proceso de fusión de hidrógeno es sensible a la temperatura, por lo que un aumento moderado de la temperatura del núcleo dará lugar a un aumento significativo en la tasa de fusión. Como resultado, la temperatura del núcleo de las principales estrellas de la secuencia única varía de 4.000.000 K para una pequeña estrella de clase M de 40 millones K para una masiva estrella de clase S.

En el Sol, con un núcleo de 10 millones de K, el hidrógeno se fusiona para formar helio en lacadena protón-protón:

4 ¹H → 2 ²H + 2e⁺+ 2ν_e(4,0 MeV + 1,0 MeV)

2¹+ H 2²H → 2 ³He + 2γ(5,5 MeV)

2³Él → ⁴He + 2¹H (12,9 MeV)

Estas reacciones resultan en la reacción global:

4¹H →⁴He + 2e⁺+ 2γ + 2ν_e(26,7 MeV)

donde e ⁺ es un positrón, γ es un fotón de rayos gamma, ν _e es un neutrino, y H y él son isótopos de hidrógeno y el helio, respectivamente. La energía liberada por esta reacción es en millones de electrón-voltios, que es en realidad sólo una pequeña cantidad de energía. Sin embargo un enorme número de estas reacciones se producen constantemente, produciendo toda la energía necesaria para sostener la producción de radiación de la estrella.

En las estrellas más masivas, helio se produce en un ciclo de reaccionescatalizadaspor el carbono-ciclo-nitrógeno-oxígeno de carbono.

En estrellas evolucionadas con núcleos en 100 millones de K y masas entre 0,5 y 10 masas solares, el helio se puede transformar en carbono en elproceso de triple alfa que utiliza el elemento intermediode berilio:

⁴He +⁴He + 92 keV → ^{8 *}Be

⁴He +^{8 *}Be + 67 keV →^{12 *}C

^{12 *}C → ¹²C + γ + 7,4 MeV

Para una reacción general de:

3⁴Él →¹²C + γ + 7,2 MeV

En las estrellas masivas, elementos más pesados ​​también se pueden grabar en un núcleo de contratación a través del proceso de grabación de neón y proceso de combustión de oxígeno. La etapa final en el proceso de nucleosíntesis estelar es el proceso de grabación de silicio que resulta en la producción del isótopo estable de hierro-56. Fusión no puede proceder más lejos excepto a través de un proceso endotérmico, y por lo tanto más energía sólo puede ser producido a través de colapso gravitacional.

El siguiente ejemplo muestra la cantidad de tiempo requerido para una estrella de 20 masas solares para consumir todo su combustible nuclear. Como una clase O estrella de secuencia principal, sería 8 veces el radio solar y 62.000 veces del Sol luminosidad.