El documento describe el Sol, incluyendo su tamaño, composición interna, manchas solares, atmósfera y cómo afecta el clima espacial. También cubre Celestia, un programa de simulación del universo, y el proceso de formación de estrellas a partir de nubes moleculares de gas y polvo.

1. PLANETA
PDF generado usando el kit de herramientas de fuente abierta mwlib. Ver http://code.pediapress.com/ para mayor información.
PDF generated at: Wed, 24 Oct 2012 01:07:32 UTC

2. Contenidos
Artículos
El Sol 1
Celestia 6
Proceso de formación de estrellas 7
Referencias
Fuentes y contribuyentes del artículo 13
Fuentes de imagen, Licencias y contribuyentes 14
Licencias de artículos
Licencia 15

3. El Sol 1
El Sol
El Sol es la estrella más cercana a la Tierra,
está ubicado en el centro de un conjunto de
planetas que giran alrededor de él. De
acuerdo a las dimensiones observadas en
otras estrellas, el Sol es un astro de valores
promedio de masa, tamaño y temperatura.
Destaquemos que la energía que irradia ha
permitido el desarrollo de la vida en nuestro
planeta.
El sol visto a través de un telescopio de rayos X
¿Cuáles son las dimensiones del Sol?
Datos sobre el Sol:
• El Sol es la estrella más cercana a la Tierra.
• Es el centro del Sistema Solar.
• Produce la luz y la energía calorífica necesaria para la vida.
• Debido a lo lejos que está, su luz tarda 8 minutos en alcanzar nuestro planeta.
• Cada segundo el Sol convierte 4 millones de toneladas de materia en energía.
• Al igual que la Tierra, el Sol gira en torno a su eje.
• Nunca mires directamente al Sol sin filtros ni protección adecuada.
Comparada con otras estrellas, el Sol es una de las más pequeñas. De todas formas, el Sol es muy grande, ¡mucho,
MUCHO más grande que la Tierra! Mide 1.392.000 km de diámetro, o lo que es lo mismo, 109 veces mayor que el
de la Tierra. Haciendo un cálculo, se puede ver que caben alrededor de 1.303.000 Tierras dentro del volumen del Sol,
de hecho el Sol posee el 99,9% de la masa del Sistema Solar. Aunque no parece tan grande desde donde lo vemos.
Esto se debe a que el Sol se encuentra a 150.000.000 km de distancia. A esa distancia, la luz tarda un poco más de
ocho minutos en llegar desde el Sol hasta la Tierra. Si el Sol se apagase ahora mismo seguiríamos recibiendo su luz
durante esos ocho minutos.
¿Qué ocurre dentro del Sol?
El Sol es la principal fuente de energía para la Tierra. Esta energía se libera en lo profundo del Sol en un proceso
conocido como fusión nuclear. Cuatro átomos de hidrógeno se fusionan para formar un átomo de Helio. El átomo
de helio tiene un poquito menos masa que los cuatro átomos de hidrógeno; la masa faltante se convierte en energía.
De esta misma forma se libera la energía en las bombas nucleares llamadas bombas de hidrógeno. El diagrama
siguiente muestra lo que los científicos piensan que ocurre dentro del Sol. Los colores se utilizan para mostrar las
diferentes regiones.

4. El Sol 2
El Sistema Solar
El Sol
Mercurio
Venus
La Tierra
La luna
Marte
Cinturón de asteroides
Júpiter
Saturno
Urano
Neptuno
Plutón
Cometas
Cinturón de Kuiper
Nube de Oort
Glosario
Núcleo: El centro del Sol es muy denso. Es cerca de 12 veces más denso que el plomo. También es muy caliente –
cerca de 15 millones de °C. Es en esta región donde se producen la mayoría de las reacciones nucleares.
Zona radiactiva : En esta zona, la luz, el calor y los rayos X que se producen en el núcleo luchan para salir hacia la
superficie. Los gases que forman esta zona son todavía muy densos y continuamente absorben y emiten radiación.
¿Has tratado de correr alguna vez sobre el agua? Es similar a lo que tratan de hacer las ondas de luz en esta región
del Sol. Un rayo de luz podría tardar un millón de años en salir de esta zona hasta llegar a la superficie del Sol.
Zona convectiva: Se encuentra ubicada sobre la zona radiactiva.En esta zona la energia se transmite con convección,
la cual es similar al proceso que sigue el agua cuando se calienta en una olla.
¿Has observado alguna vez cómo se ondula el aire por debajo del fuego? Es posible que hayas oído decir que se debe
a que el calor sube. Bueno, en realidad el calor no sube por sí mismo. Es el aire caliente el que sube. Los gases
calientes tienden a subir mientras que los gases fríos tienden a hundirse. En esta región externa del Sol los gases son
menos densos por lo que se comportan más como los gases que vemos en la Tierra. En el fondo de la zona
convectiva, el gas se calienta por la energía que viene a través de la radiación desde el núcleo. Este gas sube hacia la
superficie del Sol donde cede su temperatura y se enfría. Después, los gases se enfrían y se hunden nuevamente. Las
vías de gas caliente en ascenso y de gas frío en descenso forman enormes cintas de gas circulantes conocidas como
celdas de convección.

5. El Sol 3
¿Qué son la manchas solares?
Las manchas solares son áreas ligeramente
más frías en la superficie del Sol que se ven
de un color más oscuro. Parecen oscuras por
su contraste con la luminosidad que hay en
la superficie del Sol. A pesar de su
apariencia oscura, en realidad son
extremadamente brillantes, mucho más
brillantes que una chispa eléctrica. El
número de manchas solares que se observan
aumenta y disminuye con una periodicidad
de 11 años.
Las manchas solares aparecen cuando el
campo magnético del Sol se concentra,
impidiendo el flujo de energía. Una mancha
solar típica consiste en una región oscura
llamada umbra, rodeada por una región más
luminosa llamada penumbra. La umbra es
cerca de 2.000 °C (3.600 °F) más fría que la
fotosfera y sólo parece oscura en Las áreas oscuras son llamadas manchas solares.
comparación con su entorno. Las manchas
solares se forman generalmente en grupos que siguen la rotación del Sol.
En un período de 11 años, las manchas solares aumentan antes de disminuir lentamente. El ciclo de las manchas
solares ocurre de forma bastante coordinada con el aumento y disminución del resto de la actividad solar.
Las manchas solares más complejas son concentraciones de campos magnéticos intensos. Estas regiones activas
pueden repentinamente hacer erupción como llamaradas de corta duración y se originan en áreas extremadamente
brillantes que liberan grandes cantidades de partículas cargadas y radiación. Las llamaradas prevalecen más durante
los picos de actividad solar.

6. El Sol 4
¿Cómo es la atmósfera del Sol?
Sobre la fotosfera, los gases del Sol no son muy densos. Hay dos capas que podemos ver con telescopios especiales.
Sobre ellas los gases salen en forma de vientos solares que llegan a todo el Sistema Solar.
Prominencias y bengalas solares
Si tienes un telescopio con filtros especiales, puedes ver choques
en la superficie. A cada una de éstas se le llama prominencia.
Parecen volcanes en erupción. Tienen cientos de miles de
kilómetros de largo y son tan grandes como la Tierra. A menudo
parecen provenir de bengalas solares y a veces son tan fuertes que
nos llegan en forma de vientos solares.
Cromosfera
Una vista cercana a una mancha solar y sus La cromosfera significa "esfera de color". Está justo encima de la
prominencias fotosfera. No es tan brillante como la fotosfera, y no se puede ver a
simple vista, pero se puede ver durante un eclipse de sol (¡siempre
con filtros especiales!). Parece como rayos de colores. Sorprendentemente la cromosfera es incluso más caliente que
la fotosfera, con algunas zonas sobre los 20.000 °C.
Corona
La corona Está justo encima de la cromosfera. Esto es
un dibujo sobre cómo es la corona. Es más caliente que
la fotosfera, y resplandece. Está compuesta por finas
capas de gases, es la causante del viento solar. Se
desplaza y cambia, pero es muy difícil de ver, incluso
con telescopios especiales.
Viento solar
En la parte más externa de la corona, algo de gas
escapa como viento solar. Escapa muy rápido -Unos 60
km por segundo- Pero no hay gran cantidad. El viento
solar es bastante fuerte para arrastrar polvo y gas de un
cometa para hacerle una cola.
El viento solar puede incluso empujar grantes objetos.
En 1960 el satélite 'Echo I' fue puesto en órbita. Era un
La corona solar durante un eclipse
gran globo. Como era tan grande y ligero, el viento
solar lo empujó de su órbita. En el futuro, algún
transporte espacial podrá usar el viento solar para viajar entre planetas usando "velas solares" similares a las de los
veleros que existen en la Tierra para cruzar los océanos.

7. El Sol 5
Heliopausa
Heliopausa es donde el viento solar se cruza con el viento de otras estrellas. Cerca de ahí los vientos se frenan de
repente. En mayo de 2005, la nave Voyager I llegó a esa región y sintió un gran choque, acababa de entrar en la
heliopausa. El porqué ocurre tan lejos de la Tierra todavía se está estudiando.
¿Qué es el clima solar?
¿Sabes lo que es el clima solar? El clima o tiempo atmosférico es lo que ocurre en la atmósfera de la Tierra. El clima
solar es lo que ocurre en la atmósfera del Sol. El clima solar nos afecta en la Tierra. También se le llama clima
espacial. Incluye el estudio de la luz y el viento solar que nos llega.
Las bengalas solares expulsan un montón de gas muy caliente fuera del Sol. Si una bengala solar apunta hacia la
Tierra, los protones pueden llegar a la Tierra a alta velocidad, como resultado de una tormenta solar. Ésto puede
causar apagones eléctricos o bloqueo de señales de radio. Puede dañar satélites en órbita. La radiación procedente de
una tormenta solar podría ser muy peligrosa para los astronautas, por eso deben ir protegidos. El campo magnético
de la Tierra y la atmósfera suelen protegernos de las bengalas.
Las bengalas solares pueden producir auroras. Las
auroras son bonitas cortinas luminosas. Se les suele
llamar "Luces del Norte" si se encuentran cerca del
Polo Norte. Serán "Luces del Sur" si se originan cerca
del Polo Sur. El tiempo solar afecta a otros planetas
también. Tenemos fotografías de auroras en todos los
planetas excepto Mercurio y Plutón.
De la misma forma que podemos hacer previsiones
atmosféricas de la Tierra, las podemos hacer del Sol. El
Luces del Norte
estudio de la meteorología del Sol puede predecir
cuándo las bengalas solares van a aparecer. Intentan
decirnos cuándo las tormentas solares azotarán la Tierra. También nos pueden decir cuando las tormentas solares
irán a otras partes del Sistema Solar.

8. Celestia 6
Celestia
Celestia es un programa de computo de código abierto, para recrear una simulación del universo en 3 dimensiones, la
gran diversidad de este programa proporciona figuras como los planetas del Sistema Solar, satélites, galaxias,
también se incluyen constelaciones y datos precisos sobre sus coordenadas de ubicación.
Permite realizar viajes desde cualquier punto del universo a cualqueir otro planeta, estrella o galaxia a la velocidad
elegida, además brinda información sobre el objeto celeste seleccionado, permite avanzar, retroceder, girar alrededor
de un planeta o estrella, alejarse, viajar hacia cualquier punto del espacio, buscar un objeto e ir directamente, ver las
órbitas de los planetas, ver satélites de los planetas del sistema solar, la estación espacial internacional, nuestra tierra,
entre muchas otras funciones.
Celestia - Software libre (gpl)
Cuenta con versiones para distintos sistemas operativos, como GNU/Linux, Windows y Mac OS X, de esta forma
basta con descargar el programa binario o ejecutable e instalar comodamente, además como es software libre,
disponemos del código fuente del programa para crearse binarios para otros sistemas operativos como solaris,
freebsd, entre otros.
Es un programa bastante liviano, para poder usarlo tan solo es necesario tener un ordenador con 64 MB de memoria
ram.

9. Celestia 7
Capítulos
Capítulos del libro.
• Historia
• Funciones
• Manual
Enlaces
Página web [1]
Descarga [2]
http://www.shatters.net/celestia/documentation.html
http://www.celestiamotherlode.net/catalog/documentation.html
http://es.wikipedia.org/wiki/Celestia
http://en.wikipedia.org/wiki/Celestia
Referencias
[1] http:/ / www. shatters. net/ celestia/
[2] http:/ / www. shatters. net/ celestia/ download. html
Proceso de formación de estrellas
El proceso de formación de estrellas
La formación estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensas
nubes moleculares se transforman en estrellas. Estas nubes moleculares pueden ir desde 100.000 masas solares a tan
solo unas pocas.
Los modelos de formación establecen un límite inferior bien conocido de 0,08 MSol para poder encender el
hidrógeno. Por el contrario, el límite superior es mucho más difuso y viene determinado por un conjunto de factores
que frenan el proceso, la fuerza centrífuga creciente al irse comprimiendo la nube, los campos magnéticos crecientes
al aumentar las velocidades de las partículas cargadas y los vientos solares intensos que surgen cuando se empieza a
estabilizar el embrión estelar. Con todo ello, se calcula que la masa máxima para una estrella estaría en torno a 60 o
100 MSol.
El proceso de formación estelar se divide en dos fases uno como nube molecular y otro como protoestrella.
En un primer momento, la nube colapsa y la radiación escapa libre.
En la segunda etapa se forma un núcleo más denso y opaco a la radiación lo cual hace que se caliente. Finalmente, la
caída de material sobre ese núcleo calienta su superficie por lo que la protoestrella empieza a emitir radiación.

10. Proceso de formación de estrellas 8
Nube molecular
La teoría actual sobre la formación estelar, sostiene que la formación estelar se da en las nubes moleculares gigantes.
Estas nubes contienen, básicamente, hidrógeno molecular H2 (90%) y helio (9%), mientras que la abundancia de
otros elementos depende fundamentalmente di la historia de nube, como por ejemplo la explosion de alguna
supernova en las cercanias de la nube.
Son regiones frías (10-30 K) y densas (103-104 cm-3) con dimensiones que varian entre 10 y 100 parsecs.
Las nubes moleculares no son estructuras uniformes y el gas y el polvo dentro de ellas se distribuye a lo largo de
estructuras filamentosas muy complejas con zonas de alta densidad que se corresponden con regiones de formacion
estelar.
a mayor fuente de información acerca de las nubes moleculares proviene del analisis de líneas de emision de
moleculas como el CO, CS o NH3, a pesar de que el mayor constituyente de las nubes sea el H2. Esto se debe a las
altas temperaturas necesarias para excitar esta molecular (~ 510K), mientras que las nubes son muy frias.
Cuanto mas grande es la nube molecular mas corta es su vida. Esto se debe a que en el interior de las nubes
moleculares mas grandes se forma estrellas de tipo O y B que emiten fotones de alta energia que destruyen las
moleculas.
Se puede describir aproximadamente la compleja estructura de las nubes moleculares en terminos de nubes, clumps y
nucleos (cores) protoestelares.
Los clumps representan las estructuras dentro de las cuales se forman los cumulos estelares, mientras que los cores
protoestelares representan las estructuras mas pequeñas dentro de las cuales se forman estrellas individuales o grupos
de estrellas. Estas ultimas estructuras se forman por la fragmentacion de los clumps. Aun hoy en dia no se entiende
completamente como se forman las estrellas debido al colapso de densos nucleos de gas. Debido a alguna clase de
desencadenante, estos nucleos se vuelven inestables gravitacionalmente, fragmentándose y colapsando. Los
fragmentos pueden ir desde decenas hasta centenares de masas solares.
La causa de la inestabilidad suele ser el frente de choque de alguna explosión de supernova o el paso de la nube por
una región densa, como los brazos espirales. También puede ocurrir que una nube suficientemente masiva y fría
colapse por sí misma. Sea como sea, el resultado siempre es una región colapsante en caída libre. Dicha región es
inicialmente transparente a la radiación por lo que su compresión será prácticamente isoterma. Toda la energía
gravitatoria se emitirá en forma de radiación infrarroja. Por otra parte, el centro de la región se contraerá más deprisa
que el gas circundante por tener el primero mayor densidad. Así, se diferenciará un núcleo más denso llamado
protoestrella.
Inestabilidad de Jeans
La teoría de la fragmentación y colapso gravitatorio de nubes moleculares por su propia gravedad fue desarrollada
por James Jeans alrededor del año 1902 y aunque en la actualidad los procesos de formación estelar se conocen con
mucha mayor precisión la teoría de Jeans constituye una buena primera aproximación.
Jeans calculó que bajo determinadas condiciones una nube molecular podía contraerse por atracción gravitatoria.
Solo hacía falta que fuera lo suficientemente masiva y fría.
Una nube estable, si se comprime, aumenta su presión más rápidamente que su gravedad y retorna espontáneamente
a su estado original.
Pero si la nube supera cierta masa crítica entonces se inestabilizará toda y colapsará en todo su volumen.
Éste es el motivo por el cual las inestabilidades suelen producirse en las nubes más grandes dando lugar a brotes
intensos de formación estelar. En este escenario clasico, entonces, una nube comienza a colapsar cuando la energia
gravitacional de la nube es mas grande que su energia termica:
| Eg | > Eth

11. Proceso de formación de estrellas 9
Para el caso de una nube homogenea y esferica con masa M, temperatura T y radio R, esta condicion se puede
expresar como:
frac{3}{5}frac{G M}{R}>frac{3}{2}frac{M}{mu m_H} kT
Donde, G es la constante de gravitacion universal, k es la constante de Boltzmann, μ es el peso molecular medio y
mH es el peso del atomo de hidrogeno. Esta inegualdad se expresa normalmente en función de la llamada masa de
Jeans, segun la cual el colapso gravitacional comienza cuando:
M_j = left(frac{3}{4pi rho}right)^{1/2} left(frac{5kT}{2Gmu m_H}right)^{3/2} backsimeq 6 M_odot left(frac{T^3}{n}right)^{1/2}
Donde ρ es la densidad del gas y n=ρ / μmH es la densidad numerica. En ausencia de un soporte por presion, el
colapso por gravedad se da en un tiempo de caida-libre:
t_{ff}=left(frac{3 pi}{32 G rho}right)^{1/2} backsimeq 1.4 times 10^6 left(frac{n}{10^3[cm^{-3}]}right)[yr]
Para los valores tipicos encontrados en las nubes moleculares (T=10 K, n=50 cm − 3), se encuentran valores tipicos
para la masa de Jeans de M_J backsimeq 100 M_odot y del tiempo de caida libre de t_{ff}backsimeq 10^5 yr.
Estos valores son mucho mas pequeños de los valores observados de masa (10^4-10^6 M_odot) y tiempo de vida (
> 107 yr) de las grandes nubes moleculares.
Por lo tanto, segun la teoria clasica, las nubes moleculares deberian tener tiempos de vida mas cortos con una tasa de
formacion estelar entorno a 250-300 masas solares por año, mientras que las observaciones indican valores entorno a
las 3 masas solares por año. Por lo tanto otros mecanismos capaces de frenar el colapso de la nube son necesarios.
Entre ellos, podriamos citar el campo magnetico, la rotacion del nucleo central y la turbulencia del gas.
Protoestrella
La masa, inicialmente homogénea, acaba por formar una esfera de gas en el centro. Dicha esfera se contrae más
deprisa diferenciándose del resto de la nube. Esta estructura es el embrión estelar denominado protoestrella. A pesar
de la compresión del gas su densidad es, aún, demasiado baja y la radiación sigue escapando libremente. Por ello, la
esfera apenas aumenta su temperatura hasta al cabo de unos cientos de miles de años.
El cuerpo entonces se torna opaco a la radiación y empieza a calentarse mientras se contrae. De hecho, la mitad de la
energía gravitatoria perdida en el colapso sigue radiándose pero la otra mitad ya se invierte en calentar la
protoestrella.
La temperatura aumenta hasta que la presión de la esfera compensa la atracción gravitatoria de ésta. Se estabiliza,
así, un núcleo convectivo del tamaño de Júpiter, aproximadamente, al cual se le va agregando más y más materia
procedente de la nube circundante que cae más lentamente. Al añadirse más masa el núcleo lo compensa
compactándose aún más. En él el transporte térmico por radiación aun no es eficiente ya que el cuerpo está formado
por material escasamente ionizado que detiene a los fotones.
El proceso prosigue hasta llegar a unos 2.000 grados momento en el cual las moléculas de hidrógeno se disocian en
el núcleo. Ahora la creciente energía gravitatoria se invierte en transformar el gas molecular en un gas formado por
átomos libres.
El núcleo se compacta cada vez más y su radiación cada vez más intensa excita el denso gas de la envoltura que cae
sobre él. Ahora el medio ya no es transparente a la radiación y solo se aprecia el gas que rodea a la protoestrella. Este
gas ha ido conformando, paulatinamente, un disco de acrecimiento debido a la rotación inicial de la nube originaria
(ver formación de discos de acrecimiento).
La acreción de materia prosigue, por medio de un disco circumestelar. En dicho disco pueden originarse planetas y
asteroides si la metalicidad es lo suficientemente alta. La materia añadida a la protoestrella aumenta la masa y, por lo
tanto, su gravedad, por lo que ésta reacciona comprimiéndose más, aumentando así su temperatura. Cuando ha caído

12. Proceso de formación de estrellas 10
gran parte del gas el medio se vuelve transparente a la luz de la protoestrella que empieza, entonces, a ser visible.
El núcleo de la protoestrella no solo acaba por ionizar sus elementos si no que cuando las temperaturas son lo
suficientemente altas, comienza la fusión del deuterio. La presión de radiación resultante hace más lento el colapso
del material restante pero no lo detiene. Su núcleo sigue comprimiéndose más y la protoestrella sigue acretando
masa. En esta etapa se producen flujos bipolares, un efecto que se debe. probablemente, al momento angular del
material que cae.
El proceso sigue así hasta que se inicia, finalmente, la ignición del hidrógeno en torno a los 10 millones de grados.
Entonces la presión aumenta drásticamente generando fuertes vientos estelares en forma de flujos bipolares (chorros
protoestelares, jets protoestelares) que barren y expulsan el resto del material envolvente. La nueva estrella se
estabiliza en equilibrio hidrostático y entra en la secuencia principal en la que transcurrirá la mayor parte de su vida.
Pero si el cuerpo está por debajo de las 0,08 masas solares el proceso se abortará antes de tiempo frenado por la
presión de los electrones degenerados sin haber llegado aún a encender el hidrógeno. El objeto detendrá su
contracción y se enfriará en un tiempo de Kelvin, unos pocos millones de años para convertirse, finalmente, en una
enana marrón.
Disco de acreción
Un disco de acrecimiento es una estructura en forma de disco
alrededor de un objeto central masivo. El disco alimenta el cuerpo
central siendo atraido por éste y contribuyendo a su aumento de
masa.
La dinámica de estos objetos astrofísicos está gobernada
principalmente por la ley de conservación del momento angular.
El disco puede ser extenso verticalmente dando lugar a una
estructura de tipo toroidal.
Los discos de acrecimiento pueden encontrarse alrededor de
agujeros negros, núcleos de galaxias activos o AGN (Active
Representación artística de un disco de acrecimiento en
Galactic Nuclei) o alrededor de estrellas muy jóvenes en proceso
una estrella alimentado por material procedente de su
de formación. En este último caso se denominan también discos compañera binaria.
circumestelares. Los sistemas planetarios se originan a partir de
discos de este tipo mediante fenómenos de acrecimiento (o agregación) de las partículas originarias, hasta formar los
planetas, satélites y los cuerpos menores del sistema.
Cuando se deja caer miel lentamente, desde un envase, se crea una especie de disco de acrecimiento entre la tierra y
la miel del envase, debido a la gravedad. Esto es, básicamente, un disco de acrecimiento, ya que se forma con
principios similares, en cuestiones gravitatorias. Podría decirse que, en la tierra, la consistencia de la miel (y líquidos
similares) poseen un comportamiento similar al de la masa estelar que compone un disco de acrecimiento, el cual
está hecho del plasma que compone las estrellas.
Una estrella u otro astro situado en un sistema binario puede también formar un disco de acrecimiento robando
materia de las capas exteriores de su compañera. Esta materia forma un anillo en torno a la estrella captora, pudiendo
llegar a caer sobre la superficie de la misma tras describir una trayectoria en espiral. Debido a las enormes
velocidades que alcanza la materia en dicha caída se observa una fuerte emisión de rayos X, que ha servido para
detectar objetos que no emiten radiación por sí solos, como es el caso de las estrellas de neutrones o los agujeros
negros. Estos sistemas binarios se conocen como binarias de rayos X.
El disco es una estructura común en el universo. Tanto galaxias como estrellas se han formado a la vez en discos de
acrecimiento de muy diferentes dimensiones. El motivo que origina tan comunes estructuras a partir de informes
nubes de gas es sencillo. Casi toda masa de gas posee un cierto momento angular, una mínima cantidad de rotación.

13. Proceso de formación de estrellas 11
Es decir, las inmensas nubes que se colapsan formando estas estructuras giran inicialmente, aunque sea muy
lentamente. El sistema de gas en rotación se mantiene en un delicado equilibrio que se puede romper debido, p.ej., a
la onda de presión de una supernova o a que alcanza una cantidad de masa crítica. Cuando sobreviene la
inestabilidad y la nube se comprime por el efecto creciente de la gravedad ésta empieza a experimentar ciertos
cambios que la conducirán a formar un disco.
Al comprimirse la nube gira más deprisa por conservación del momento angular. Pero este giro solo ocurre a lo largo
de su plano de giro. En las zonas de mayor rotación la fuerza centrífuga adquiere cada vez mayor intensidad. Esta
asimetría cada vez más acusada es la que, poco a poco, acaba por dar forma al disco. Las regiones suprayacentes y
subyacentes al plano de giro, es decir los polos, caen libres a gran velocidad mientras que el gas que gira a lo largo
de dicho plano se ve muy frenado por la creciente fuerza centrífuga. Así pues, la acción combinada de rotación y
gravedad es la que, al final, dará la característica forma de disco.
Los discos de acrecimiento más activos presentan fuertes chorros de emisión de material a lo largo del eje de
rotación. Este fenómeno se denomina comúnmente difusión ambipolar. La estructura y naturaleza de los mecanismos
de emisión en chorro no se conocen con precisión aunque se cree que tienen que ver con la presencia de un fuerte
campo magnético. El material central fuertemente ionizado escupe una parte de sí a través de las líneas de campo que
actúan a modo de guías.
Discos de acrecimiento alrededor de estrellas jóvenes
La formación de una estrella a partir de una nube de gas molecular es un proceso que transcurre en escalas de tiempo
de 105-106 años. Como el momento angular ha de ser conservado, la mayor parte del material cae inicialmente sobre
un disco de acrecimiento que lentamente va acumulándose sobre la estrella central. El momento angular es
redistribuido hacia las regiones exteriores del disco, es decir, la mayor parte de la masa acreta sobre la estrella central
mientras que una pequeña parte del material exterior se extiende alejándose y llevándose el momento angular
necesario para producir el acrecimiento interior. Estos discos tienen periodos de vida de 1-10 Myr. Las estrellas
jóvenes muestran señales de acrecimiento por medio de excesos de emisión infrarroja (presencia de disco) y
ultravioleta (acreción de material). El disco, iluminado y calentado por la estrella central, puede percibirse en algunas
imágenes astronómicas en el infrarrojo y en rangos de onda del milimétrico. Los discos que no pueden resolverse
ópticamente (extensión espacial inferior a la resolución del instrumento) pueden detectarse por medio de la
distribución espectral de energía (SED Spectral Energy Distribution) que presenta un exceso de emisión en el
infrarrojo.
En caso de ser sistemas múltiples, se ha comprobado que se pueden dar dos configuraciones distintas de discos de
acrecimiento: o bien se forma un disco alrededor de cada uno de los componentes del sistema y un disco en común
alrededor de todos ellos, o directamente se forma un disco en común alrededor de los componentes del sistema, sin
discos "individuales".
En estrellas jóvenes pero dentro ya de la secuencia principal y con edades en torno a 100 millones de años se pueden
observar discos secundarios de polvo sin restos importantes de gas orbitando la estrella central. Estos discos de
segunda generación se formarían a partir de los impactos destructivos entre planetesimales remanentes de la
formación planetaria capaces de producir una gran cantidad de polvo.

14. Proceso de formación de estrellas 12
Formación de estrellas supermasivas
Las etapas del proceso están bien definidas para estrellas cuya masa es aproximadamente igual o menor que la masa
del Sol. Para masas mayores, la duración del proceso de formación estelar es comparable a las otras escalas de
tiempo de su evolución, mucho más cortas, y el proceso no está tan bien definido.
De algún modo se cree que la ignición del hidrógeno empezaría bastante antes de que la estrella llegara a agregar su
masa total. Otra gran parte de la masa más exterior sería no solo barrida e impulsada hacia el espacio interestelar sino
también fotoionizada por su intensa radiación dando lugar a las regiones HII.
Sea como sea la vida de estas estrellas es tan corta, del orden de cientos o incluso decenas de millones de años, que
en tiempos cosmológicos ni siquiera existen. Su formación, vida y destrucción son procesos muy dramáticos en los
que apenas si hay descanso.
Se sabe que la opacidad aumenta con la metalicidad ya que los elementos cuanto más pesados más absorben los
fotones. Esto se traduce en un mayor empuje por parte de los vientos estelares de las estrellas supermasivas que, con
las metalicidades actuales de la galaxia, no logran concentrar más de 120-200 MSol.
Este empuje impide, a partir de cierto punto, que la estrella sigua acretando masa, por eso, las estrellas más pobres en
metales pueden llegar a masas mayores. Se cree que las primeras estrellas del universo, muy pobres en metales, se
podrían haber formado con masas de varios cientos de masas solares de hidrógeno y helio.
Enlaces
http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_estelar
http://es.wikipedia.org/wiki/Evoluci%C3%B3n_estelar
http://es.wikipedia.org/wiki/Disco_de_acrecimiento http://es.wikipedia.org/wiki/Disco_de_acrecimiento

15. Fuentes y contribuyentes del artículo 13
Fuentes y contribuyentes del artículo
El Sol Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?oldid=192734 Contribuyentes: Abbaaccddc, Alhen, Alma candela, Almorca, Ascánder, Egmontaz, Emijrp, Jarisleif, Javier Carro, Jdiazch,
Kazem, MarcoAurelio, Mecamático, Morza, Rutrus, Ruy Pugliesi, Savh, Tegel, 37 ediciones anónimas
Celestia Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?oldid=172315 Contribuyentes: MarcoAurelio, Morpheus 0
Proceso de formación de estrellas Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?oldid=168202 Contribuyentes: Morpheus 0

16. Fuentes de imagen, Licencias y contribuyentes 14
Fuentes de imagen, Licencias y contribuyentes
Archivo:Sun in X-Ray.png Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Sun_in_X-Ray.png Licencia: Public Domain Contribuyentes: NASA Goddard Laboratory for
Atmospheres
Image:Solar system scale.jpg Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Solar_system_scale.jpg Licencia: Public Domain Contribuyentes: Lunar and Planetary Laboratory
Archivo:Sunspot.gif Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Sunspot.gif Licencia: Public Domain Contribuyentes: Original uploader was Ascánder at es.wikibooks
Archivo:Sunspot_TRACE.jpeg Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Sunspot_TRACE.jpeg Licencia: Public Domain Contribuyentes: ComputerHotline, Denniss, Julia
W, Neukoln, Newone, Pmsyyz, Rainald62, Sebman81, Wildfeuer, Xgarciaf, Yann, 2 ediciones anónimas
Archivo:Solar_eclips_1999_4.jpg Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Solar_eclips_1999_4.jpg Licencia: Creative Commons Attribution-ShareAlike 3.0 Unported
Contribuyentes: Luc Viatour
Archivo:Aurora1.jpg Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Aurora1.jpg Licencia: Public Domain Contribuyentes: Boivie, ComputerHotline, Isaenforcer, Jin Man Choi,
Nordelch, Saperaud, 2 ediciones anónimas
Archivo:Celestia_jupiter.jpg Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Celestia_jupiter.jpg Licencia: desconocido Contribuyentes: NikoLang
Image:Accretion disk.jpg Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Accretion_disk.jpg Licencia: Public domain Contribuyentes: 84user, Bebenko, Dcljr, Saperaud, 6
ediciones anónimas

17. Licencia 15
Licencia
Creative Commons Attribution-Share Alike 3.0 Unported
//creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/