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Evolución Estelar
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PROCESO DE EVOLUCIÓN ESTELAR
LAS NEBULOSAS SON ORIGEN DE TODAS LAS ESTRELLAS
UNA ALTERACIÓN GRAVITATORIA INICIA LA CONDENSACIÓN GASEOSA DE CIERTOS GLÓBULOS
GLÓBULOS DE BOK
LA MASA ES EL FACTOR MÁS IMPORTANTE A CONSIDERAR
EL INTERVALO ES PEQUEÑO, SE PUEDE FORMAR UNA ESTRELLA CON UNA MASA ENTRE 0,08 Y 60 MASAS SOLARES
LA EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS
DEPENDE TAMBIÉN DE SU
MASA ESTELAR
¿CÓMO SE CONOCE ESTO?
A fines del Siglo XIX y comienzos del Siglo XX, la luz producida por los átomos, fue profundamente estudiada por Gustav Kirchoff, Robert Bunsen, Wilhelm Wien, Max Planck, Josef Stefan, Ludwig Boltzmann y Albert Einstein
DEBIDO A ESTUDIOS VINCULADOS DE MAGNITUD ABSOLUTA Y CLASE ESPECTRAL DE CIENTOS DE MILES DE ESTRELLAS, REPRESENTADOS EN UN DIAGRAMA
ESTE DIAGRAMA H-R, CREADO POR EJNAR HERTZSPRUNG Y HENRY RUSSELL, PERMITE ENTENDER LA EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS.
RECORDEMOS EL PROCESO DE EVOLUCIÓN DE NUESTRO SOL
DE ACUERDO AL CONOCIMIENTO ACTUAL, NUESTRO SOL ES UNA ESTRELLA ENANA AMARILLA DE LA SECUENCIA PRINCIPAL CON UNA EDAD DE 4.600 MILLONES DE AÑOS.
AÚN LE RESTAN OTROS 5.000.000.000 DE AÑOS EN LA SECUENCIA PRINCIPAL ANTES DE COMENZAR A CONVERTIRSE EN UNA GIGANTE ROJA
La Ciencia ha avanzado a grandes pasos para superar el obstáculo de las distancias inmensas y obtener conclusiones usando únicamente la información más abundante que puede ser obtenida de las estrellas: la LUZ.
Gracias a las imágenes de internet del Hubble Space Telescope (HST), del Jet Propulsion Laboratory (JPL), de la National Aeronautics and Space Administration (NASA) y del libro "Fundamental Astronomy" de Hanu KARTTUNEN et al, Quinta Edición. La traducción y compaginación fue realizada por el Profesor Oscar DOURRON
Átomos y Luz de las estrellas
LAS ESTRELLAS DE MENOR MASA EVOLUCIONAN POCO
Temperatura
El electrón en la perifería en un estado de energía bajo se mueve hacia fuera a un estado de energía superior y absorbe luz con la energía que corresponde exactamente a la diferencia de energía específica entre los dos niveles.
Creación del espectro de absorción
Hidrógeno
Helio
Hidrógeno
Electrón
Neutrón
Protón
Helio 4
LAS ENANAS ROJAS MANTIENEN SUS CARACTERÍSTICAS POR VARIAS DECENAS DE MILES DE MILLONES DE AÑOS
r1, E1
Hidrógeno Helio Boro
r2, E2
r3, E3
=> Los Espectros de las estrellas son espectros de absorción.
Gustav Kirchhoff
Las capas densas interiores de una estrella producen una espectro (cuerpo negro) continuo.
Robert Bunsen
longitud de onda () : [nm]
350 400 450 500 550 650 700 750 800
Intensidad
longitud de onda () : [nm]
La luz excita electrones en los átomos a estados de energía superiores
longitud de onda () : [nm]
350 400 450 500 550 650 700 750 800
Intensidad
1.0
0.9
0.8
0.7
0.6
0.5
0.4
0.3
La luz excita electrones en los átomos a estados de energía superiores
Leyes de la Radiación de Kirchhoff (3)
Intensidad
Leyes de la Radiación de Kirchhoff (2)
LAS ESTRELLAS DE MASA SIMILAR AL SOL EVOLUCIONAN SIN VIOLENCIA EXTREMA
LOS GLÓBULOS SE CONTRAEN Y FORMAN LA PROTOESTRELLA
LAS ESTRELLAS MÁS MASIVAS EVOLUCIONAN DE FORMA VIOLENTA Y TIENEN DESTINOS FINALES VARIADOS DEPENDIENDO DE LA MASA REMANENTE
DISCOS PROTOPLANETARIOS EN ESTRELLAS JÓVENES
CÚMULOS DE ESTRELLAS