Este documento trata sobre el ciclo de vida de las estrellas. Comienza explicando cómo se forman las estrellas a partir del colapso gravitatorio de grandes nubes moleculares de gas y polvo. Luego describe los procesos de fusión nuclear que ocurren en el interior de las estrellas y cómo esto las mantiene en equilibrio hidrostático durante su fase en la secuencia principal. Finalmente, explica cómo las estrellas evolucionan hacia etapas posteriores como gigantes rojas o enanas blancas al agotarse su combustible nuclear.

1. Ciclo de
las
estrellas

2.  Índice
 Vida de una estrella
 De gigante roja y enana blanca
 De enana blanca a supernova
 Formación de agujeros negros
 El mayor y menor (agujeros negros)
 John Archivald Wheeler
 Como se detectan
 El fin del mundo
 Entropía de los agujeros negros
 Ciclo de las estrellas
 Conclusiones
 Bibliografía

3. El medio interestelar
 Las enormes extensiones que
separan las estrellas no están vacías
como lo pensaron los astrónomos
mucho tiempo
 El medio interestelar contiene de
promedio cerca del diez por ciento
de la masa total de una galaxia,
encontrándose el resto en las
estrellas.

4. El medio interestelar
 Este medio está esencialmente
formado de gas (99%).
 También de polvo y partículas
energéticas (1%).
 Todos inmerso en un campo
magnético.
 Suelen ser nubes frías.

5. El polvo interestelar
 El polvo no se forma en el medio
interestelar.
 Se forma en la cercanía de las
estrellas en el fin de su vida, cuando
se expulsan enormes cantidades de
materia.
 Todos inmerso en un campo
magnético.
 Suelen ser nubes frías.

6. El gas interestelar
 Suele ser hidrógeno, aunque no es el
único gas.
 El hidrógeno puede ser …
 Molecular (H2)
 Atómico (H)
 Ionizado (H+)

7. Hidrógeno
 Hidrógeno atómico o
neutro.
 Son nubes frías. Nubes
neutras. No emiten luz.
 Hidrógeno ionizado
 El electrón escapa del átomo y se ioniza.
 Forman nubes ionizadas, cercanas a estrellas.
 Son las menos abundantes. Emiten luz.
 Hidrógeno molecular (las más
importantes en la formación de estrellas).
 Las nubes moleculares son frías y densas.
No emiten luz

8. NGC 1999
No emite luz ella misma, sino refleja la luz de la estrella
brillante en su seno
La mancha negra delante de NGC 1999 es una nube fría de gas
y polvo que bloquea la luz de la nebulosa y aparece, pues,
oscura

9. Los Pilares de la Creación.
Constelación del Águila.
Foto del Hubble (7000 al)

10. Hidrógeno molecular y polvo.
Las estrellas cercanas lo
irradian.

11. Glóbulos de Bok
Un glóbulo de Bok, es una nebulosa
oscura de gas y algo de polvo, de la
cual, en ocasiones, tiene lugar la
formación de nuevas estrellas

12. Lo compone,
esencialmente,
hidrógeno molecular

13. Colapso gravitatorio
 La gravedad es la fuerza que hace
que los cuerpos se atraigan
 La fuerza gravitatoria es muy débil
 Las nubes moleculares permanecen
estables durante millones de años
 Se necesita una perturbación
externa para que la nube colapse
sobre sí misma

14. Colapso gravitatorio
 Imagina que la nube
"colisiona" con otra nube o es
afectada por la gravedad de
una estrella relativamente
cercana o es golpeada por una
onda de choque de una
supernova.

15. Colapso gravitatorio
 Es razonable pensar que
la nube se deformaría,
habría zonas donde la
nube tendría más
materia (moléculas de
H2) que en otras.

16. Colapso gravitatorio
 Ahora habría zonas más densas (más
masivas) y zonas menos densas
(menos masivas), y si esas zonas
donde se ha acumulado más materia
alcanza un valor necesario, podría
atraer al resto de moléculas que están
dentro de su radio de acción porque
ahora su gravedad sí tiene un valor
significativo, rompiendo así el
equilibrio de la nube.

18. Vida de una estrella
 Esta empieza como una gran masa de gas
relativamente fría. La contracción del gas
eleva la temperatura hasta que el interior
de la estrella alcanza 10.000.000 °C. En
este punto tienen lugar reacciones
nucleares.

19. Vida de una estrella
Una serie de procesos termonucleares se
llevan acabo y empieza una reacción entre
el hidrógeno, el litio y otros metales
ligeros. Los procesos termonucleares se
llaman fusión nuclear.

20. Protoestrella, en estado avanzado. Aún no han
han aparecido las reacciones termonucleares.
Hubble

21. Fusión nuclear
Cuando las condiciones en el centro de
una protoestrella alcanzan una
temperatura del orden de diez millones
de grados, entonces los protones
empiezan a fusionarse.
Empiezan las reacciones nucleares.

22. Protoestrella Estrella
No hay reacciones
nucleares
Hay reacciones
nucleares

23. La alta temperatura del
núcleo permite la fusión
A mayor
temperatura,
mayor agitación
de los protones
A altísimas
temperaturas, los
choques son muy
violentos y llegan a
fusionarse.

24. Fusión nuclear

25. Fusión nuclear
El hidrógeno (principal elemento de la
estrella) se fusiona para transformarse
en Helio

26. A partir de ahí, la estrella entra en un
largo periodo de equilibro (LA
SECUENCIA PRINCIPAL) en la que
está en EQUILIBRIO HIDROESTÁTICO

27. Equilibrio hidrostático en una
estrella representa un
equilibrio entre la fuerza
de la gravedad y las
fuerzas de presión del
plasma, lo que resulta en
una forma estable.

28. La fuerza interna de la gravedad
tiende a que una estrella se
colapse.
Al mismo tiempo, la fuerza externa
de la presión del plasma y la
radiación que la estrella tiende a
que se expanda.

29. Si una de estas fuerzas es superior al otro,
la estrella será dinámicamente inestable, o
bien colapso o explosión.
Sin embargo, con estrellas de secuencia
principal como el sol, las fuerzas se
equilibran --- creando equilibrio
hidrostático.
Las fuerzas externas son producidos
por las reacciones de fusión en el
núcleo de la estrella.

33. Magnitud aparente
La magnitud aparente (m) de un objeto
celeste es un número que indica la
medida de su brillo tal y como es visto
por un observador desde la Tierra.
Cuanto menor sea el número, más
brillante aparece una estrella. El Sol,
con magnitud aparente de −27, es el
objeto más brillante en el cielo

34. Magnitud real o absoluta
 Magnitud absoluta ('M') es la
magnitud aparente, 'm', que tendría
un objeto si estuviera a una distancia
de 32,616 años luz en un espacio
completamente vacío.

36. Espectro del sol
 La luz se puede descomponer en sus
componentes. Es el espectro solar

37. Espectro del sol
 Del espectro, los humanos sólo vemos la luz visible, pero
hay otro tipo de radiaciones no visibles (infrarroja,
ultravioleta,...)

38. En el espectro visible, el rojo es la
radiación menos energéticas y el violeta la
más energética.

40. Espectro
En realidad, el espectro electromagnético es mucho más
amplio
El rango de la luz visible es muy estrecho
El rango de la izquierda representa la radiación más
energética (rayos gamma y rayos X,…). La emiten
objetos a temperaturas extremadamente elevadas,….
El rango de la derecha representa la radiación menos
energética (ondas de radio).

41. Temperatura de las
estrellas
Cualquier objeto por el hecho de estar a
una temperatura, emite radiación
electromagnética que puede ser luz
visible o cualquier otra radiación no
visible (rayos X, infrarroja, UV,...)

42. Ejemplo: radiación
infrarroja

44. Temperatura y color
Si la temperatura del objeto es baja, la
radiación es poco energética (tendencia
al rojo)
Si la temperatura del objeto es alta, la
radiación es más energética (tendencia
al azul)

45. Temperatura y color

46. Temperatura y color

47. Temperatura de una
estrella
 Conociendo el color de una estrella
(su espectro) podemos determinar la
temperatura de su superficie.
 En base a ello, las estrellas se
clasifican según su color, esto es,
según su temperatura.

48. Tipos espectrales de
estrellas

49. Tipos espectrales de
estrellas

50. Tipos espectrales de
estrellas
Ojalá Bryan Gane Fama y Kilos de Millones
Cada clase de letra se subdivide usando un dígito
numérico, con el 0 para las estrellas más calientes
y 9 para las más frías (por ejemplo: A8, A9, F0, ...)

52. Clasificación según
luminosidad
 La luminosidad es el brillo total de
una estrella, es decir, la cantidad
total de energía que irradia un objeto
cada segundo.
 Está relacionado con la masa de la
estrella y su tamaño.

53. Clasificación según
luminosidad

55. El sol
 G2V
 G → Temperatura de 5000 a 6000 K
(amarilla)
 G2 → Del tipo G es de las más
calientes (5778 K)
 V (Enana)
 Conclusión: El Sol es una enana
amarilla.