Amigas, Amigos, el quelonio volador migró de plataforma, ya que en blogger no se puede arregla. www.elqueloniovolador.science los llevará a la nueva plataforma Todos los días repetiré hasta terminar las 9.400 entradas de esta mas lo nuevo. Espero les guste la nueva plantilla. La diferencia es el punto después de las www Rogelio Julio Dillon El Quelonio Volador
Las Estrellas son los objetos astronómicos más reconocidos y representan los pilares fundamentales de las galaxias. La edad, la distribución y la composición de las estrellas en una galaxia rastrear la historia, dinámica y evolución de esa galaxia. Además, las estrellas son responsables de la fabricación y distribución de elementos pesados como el carbono, nitrógeno y oxígeno, y sus características están íntimamente ligadas a las características de los sistemas planetarios que pueden fundirse sobre ellos. En consecuencia, el estudio del nacimiento, vida y muerte de las estrellas es central en el campo de la astronomía.
Formación de estrellas
Estrellas nacidas dentro de las nubes de polvo y esparcidas por la mayoría de las galaxias. Un ejemplo familiar de como es una nube de polvo es la nebulosa de Orión, reveló en detalle vívido en la imagen de abajo, que combina imágenes en longitudes de onda visibles e infrarrojas, medidas por el telescopio espacial Hubble y el telescopio espacial Spitzer de la NASA. Turbulencia profunda dentro de estas nubes da lugar a nudos con suficiente masa que el gas y el polvo pueden empezar a colapsar bajo su propia atracción gravitatoria. Como la nube se derrumba, el material en el centro comienza a calentarse. Conocida como una protoestrella, es este núcleo caliente en el corazón de la nube de derrumbe se convertirá un día en una estrella. Modelos de computadora tridimensional de formación estelar predicen que las nubes al girar colapsan el gas y el polvo pueden romper en dos o tres gotas; Esto explicaría por qué la mayoría de las estrellas en la vía láctea están emparejadas o en grupos de estrellas múltiples.
Cuando la nube se derrumba, un denso núcleo caliente se forma y comienza la recolección de polvo y gas. No todo este material termina como parte de una estrella — el polvo restante puede convertirse en planetas, asteroides o cometas o puede permanecer como polvo.
En algunos casos, la nube no puede desplomarse en un ritmo constante. En enero de 2004, un astrónomo aficionado, James McNeil, descubrió una pequeña nebulosa que apareció inesperadamente cerca de la nebulosa Messier 78, en la constelación de Orión. Cuando observadores del mundo apuntaron sus instrumentos en la nebulosa de McNeil, encontraron algo interesantes — su brillo parece variar. Observaciones con el Observatorio de rayos x Chandra de la NASA proporcionan una explicación probable: la interacción entre el campo magnético de la estrella joven y el gas circundante causa aumentos episódicos en brillo. (Abajo)
Esta imagen se agranda si haces click sobre ella.El Quelonio.
Credit: X-ray: NASA/CXC/RIT/J.Kastner et al.; Optical: NSF/NOAO/KPNO/A.Block et al.
Estrellas de la secuencia principal
Una estrella del tamaño de nuestro Sol requiere aproximadamente 50 millones de años para madurar desde el comienzo del colapso a la edad adulta. Nuestro Sol permanecerá en esta etapa madura (en la secuencia principal como se muestra en el diagrama de Hertzsprung - Russell) durante aproximadamente 10 mil millones de años.
EstasEstrellas son alimentadas por la fusión nuclear de hidrógeno para formar helio profundo en sus interiores. La salida de energía de las regiones centrales de la estrella proporciona la presión necesaria para mantener la estrella y no colapsar bajo su propio peso y la energía que la hace brillar.
Como se muestra en el diagrama de Hertzsprung - Russell ( A bajo), las estrellas de la secuencia principal abarcan una amplia gama de colores y luminosidad y pueden clasificarse según las características. Las estrellas más pequeñas, conocidas como enanas rojas, pueden contener tan poco como 10% la masa del Sol y emiten sólo 0.01% total de energía, brillando débilmente a una temperatura entre 3000-4000K. A pesar de su naturaleza diminuta, las enanas rojas son con mucho las más numerosas estrellas en el universo y tienen esperanzas de vida de decenas de miles de millones de años.
Introducción el diagrama H-R:
En este diagrama see describen las secuencias evolutivas para estrellas por su posición en un gráfico llamado el diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R). La mayoría de los escenarios de la evolución estelar, comenzando con Saturno, tiene una posición específica en el diagrama H-R. A lo largo de las descripciones de las secuencias evolutivas para diferentes estrellas masivas que siguen se referirán a las diferentes ramas del diagrama H-R que se describe a continuación.
La tabla periódica de los elementos es un arreglo de todos los elementos conocidos en orden creciente de número atómico. La razón por qué se distribuyen los elementos que se encuentren en la tabla periódica es para todos ellos, con sus propiedades físicas y químicas muy diversos, en un esquema lógico. Las líneas verticales de elementos, llamados grupos y las líneas horizontales de elementos, llamados períodos, son químicamente similares y comparten un conjunto común de características. También se distribuyen los elementos en bloques que comparten características comunes. La disposición de los elementos de la tabla periódica muestra la periodicidad y las tendencias de algunas propiedades, como la configuración electrónica, metalicidad, radios atómicos y puntos de fusión. La ubicación de cualquier elemento individual de la tabla determina las características y propiedades de dicho elemento, así como también qué tipos de enlaces químicos forma y reacciones químicas va a sufrir.
Introducción el diagrama H-R:
En este diagrama see describen las secuencias evolutivas para estrellas por su posición en un gráfico llamado el diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R). La mayoría de los escenarios de la evolución estelar, comenzando con Saturno, tiene una posición específica en el diagrama H-R. A lo largo de las descripciones de las secuencias evolutivas para diferentes estrellas masivas que siguen se referirán a las diferentes ramas del diagrama H-R que se describe a continuación.
La tabla periódica de los elementos es un arreglo de todos los elementos conocidos en orden creciente de número atómico. La razón por qué se distribuyen los elementos que se encuentren en la tabla periódica es para todos ellos, con sus propiedades físicas y químicas muy diversos, en un esquema lógico. Las líneas verticales de elementos, llamados grupos y las líneas horizontales de elementos, llamados períodos, son químicamente similares y comparten un conjunto común de características. También se distribuyen los elementos en bloques que comparten características comunes. La disposición de los elementos de la tabla periódica muestra la periodicidad y las tendencias de algunas propiedades, como la configuración electrónica, metalicidad, radios atómicos y puntos de fusión. La ubicación de cualquier elemento individual de la tabla determina las características y propiedades de dicho elemento, así como también qué tipos de enlaces químicos forma y reacciones químicas va a sufrir. El diagrama de Hertzsprung-Russell, o diagrama H-R, es la tabla periódica de las estrellas – un análogo de la tabla periódica de los elementos. Se descubrió que cuando la luminosidad (magnitud absoluta o brillo) de estrellas se enfrenta a su temperatura (clasificación estelar) las estrellas no están distribuidas al azar en el gráfico pero en su mayoría están restringidas a unas pocas regiones bien definidas. Las estrellas dentro de las mismas regiones comparten un conjunto común de características, al igual que los grupos, períodos y bloques de elementos de la tabla periódica. Sin embargo, a diferencia de la tabla periódica las características físicas de las estrellas cambian con el tiempo, y por lo tanto sus posiciones en el diagrama H-R también – cambian así el diagrama H-R puede ser considerado como una trama visual de la evolución estelar. Es una herramienta gráfica que los astrónomos utilizan para clasificar estrellas. Desde la ubicación de una estrella en el gráfico, la luminosidad, tipo espectral, color, temperatura, composición química, masa, edad y la historia evolutiva son conocidos. La secuencia principal: ~ 90% de todas las estrellas ocupan la banda diagonal desde la esquina superior izquierda (calientes, luminosas estrellas) en la esquina inferior derecha (frescos, dim estrellas) del diagrama H-R. Las Estrellas se convierten en estrellas de la secuencia principal cuando se estabiliza el proceso de fusión termonuclear hidrógeno en helio-. Estas estrellas están en equilibrio hidrostático - la presión de radiación hacia afuera desde el proceso de fusión es equilibrada por la fuerza gravitacional hacia adentro. Cuando se produce la transición de una protoestrella a la estrella de la secuencia principal, la estrella se llama una estrella de secuencia principal de edad de cero (ZAMS). El factor determinante de la ubicación de una estrella en la secuencia principal es lo masivo. El Sol es una estrella de tipo espectral G con una temperatura superficial efectiva ~ 5800K. Dado que la luminosidad y la masa de todas las otras estrellas se miden en relación con el Sol, el Sol tiene una luminosidad solar y una masa solar. Las estrellas O y B son los mejores y más grandes, y las estrellas K y M son las estrellas más frías y menos masivas. Las estrellas O y B son contempladas como primeras estrellas de la secuencia y las estrellas K y M como estrellas de la secuencia final. Estos términos se refieren a las estrellas más masivas (secuencia de principio) que el Sol o menos (secuencia final) masiva que el Sol. Todas las estrellas de masa solar uno con hidrógeno para la fusión del helio que ocurren dentro de sus corazones, ocupan la misma posición en la secuencia principal como el Sol; permanecen en ese lugar, con esa relación específica de la temperatura y la magnitud absoluta, hasta que se agote el hidrógeno dentro del núcleo y la fusión de núcleos de hidrógeno a los topes de núcleos de helio. La relación de luminosidad de la masa de estrellas de la secuencia principal se define como: L/L (sol) ~ [M/M (Sol)] 4. Todas las estrellas de la secuencia principal con una masa inferior a ~ 8 masas solares se refieren a veces como enanas, con las estrellas más frescas, menos masivas en la esquina inferior derecha llaman enanas rojas. El más masivo que la estrella, más rápida será la tasa de fusión y menos tiempo que permanece en la secuencia principal. La cantidad de tiempo que pasa de una estrella en la secuencia principal es también una función de su masa y su luminosidad y se define como: T(years) = 1010M/L. (diagrama de ver H-R)
Traducción: El Quelonio Volador
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