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Evolución estelar 2. Estrellas de gran masa (más de 8 masas solares): las estrellas masivas sufren una 1. Inicio de la Fusión Nuclear: Cuando la temperatura y la presión en el núcleo de la estrella alcanzan valores críticos, comienza la fusión nuclear del hidrógeno en helio. Esto marca el inicio de la fase principal, una etapa en la que la estrella mantiene un equilibrio hidrostático entre la gravedad y las presiones resultantes de la fusión nuclear. 1. Nubes de gas y polvo: la formación de estrellas comienza en densas nubes de gas y polvo. evolución más rápida. Pueden convertirse en supergigantes, pasando por etapas de fusión de elementos más pesados. Con el tiempo, estas estrellas pueden explotar en supernovas, dejando restos como agujeros negros o estrellas de neutrones. 2. Estrellas de la secuencia principal: la mayoría de las estrellas, incluido el Sol, pasan la mayor parte de su vida en la fase de la secuencia principal. La duración de esta fase depende de la masa de la estrella, siendo más corta para estrellas masivas y más larga para estrellas de menor masa. cambios internos. Las estrellas variables, como las Cefeidas, desempeñan un papel crucial en la medición de distancias interestelares. interestelar. Bajo la influencia de la gravedad, regiones específicas de estas nubes colapsan para formar una protoestrella, una masa de gas que se calienta debido a la compresión. 2. Estrellas T Tauri: Durante la fase de protoestrella, cuando la fusión nuclear aún no ha comenzado, la estrella se llama T Tauri. Estas estrellas jóvenes emiten intensas ráfagas de viento solar y pueden estar rodeadas de discos protoplanetarios. La evolución estelar es el proceso dinámico que experimentan las estrellas a lo largo de su vida, desde su formación hasta el final de su existencia. Este ciclo estelar implica varias fases, cada una caracterizada por diferentes reacciones, tamaños y comportamientos nucleares. 1. Estrellas de baja masa (Menos de 8 masas solares): Las estrellas de baja masa evolucionan hasta convertirse en gigantes rojas durante las últimas fases de sus vidas. Más tarde se desprenden de sus capas exteriores, formando nebulosas planetarias, y el núcleo restante se convierte en una enana blanca. 1. Interacciones en sistemas binarios: en sistemas binarios, donde dos estrellas orbitan entre sí, las interacciones pueden provocar transferencias de masa. Esto puede dar lugar a fenómenos como supernovas, fusiones de estrellas de neutrones o la formación de agujeros negros. 2. Estrellas variables: algunas estrellas experimentan variaciones de luminosidad debido a Fase principal y equilibrio hidrostático Formación estelar Ciclo de vida de las estrellas binarias Evolución en estrellas de baja y alta masa Machine Translated by Google
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