Química estelar

(No. 11 – Sección 30)

Esta semana haremos un recorrido químico por nuestro universo. Las estrellas son entes muy interesantes y que poseen una serie de estados en su desarrollo. Esto nos lleva a una completa clasificación de las estrellas (por ejemplo, enanas blancas, enanas rojas, gigantes azules, estrellas de neutrones, agujeros negros, supernovas, púlsares, etc.) que resulta fascinante. Existen aproximadamente 80 tipos diferentes de estrellas, suficiente para que cada uno de ustedes escoja DOS tipos y nos mencione sus características tanto físicas como químicas. No está de más indicar que no se vale que dos personas toquen el mismo tipo de estrella🙂 Feliz viaje por el infinito y más allá…

Imagen tomada de: http://astronomy2pd.wikispaces.com/Star+Types+and+Constellations

Acerca de Chiquin

"No somos la suma de lo que tenemos, sino la suma de lo que aprendemos. De igual manera, la huella que dejamos no es la suma de lo que tuvimos, sino la suma de lo que enseñamos."
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32 respuestas a Química estelar

  1. Pamela Alvarez dijo:

    Qué tal. Hoy, al igual que todos, voy a hablar sobre dos tipos de estrellas. Unas son las tipo F y las otras son las radioestrellas.

    Las estrellas de tipo F presentan temperaturas mayores de 6000 K y presentan líneas
    de hidrógeno y líneas metálicas, por lo que también se les conoce como estrellas con líneas metálicas. Algunos ejemplos son la estrella Proción y la estrella Aquilae (Águila). Esta pertenece a este grupo y se distingue por una fuerte línea del calcio H y K , además de las características del hidrógeno.

    Las radioestrellas son aquellas que, por medio de descargas químicas y eléctricas, producen emisiones en distintas radiofrecuencias, bien de forma constante o en forma de pulsos. Algunos ejemplos de estas son Betelgeuse, Andromedae y Aurigae

    http://www.astroaspe.es/clasesestrellas.html
    http://astro.ft.uam.es/Docencia/PUMA/Documentos/propiedades_estelares.pdf

    Pamela Alvarez
    12143

  2. Buenos dias yo les hablare sobre las estrellas de quarks y del gemelo solar:
    Las estrellas de quarks, esta estrella tiene una alta densidad y por eso la materia en ella es conformada por quarks y esta en un estado de la materia comúnmente llamado un plasma de quarks-gluones.Este estado de la materia podría encontrarse en regiones internas de estrellas de neutrones, o bien componer la totalidad de la estrella. En el segundo caso, la materia no se mantendría unida por la atracción gravitacional, sino por la interacción fuerte entre los quarks. En este caso, la estrella se dice autoligada. Las estrellas de quarks tienen una densidad muy superior a una estrella de neutrones y a la vez muy inferior a la de un agujero negro

    Gemelo Solar:son las estrellas que son particularmente similares al sol. La clasificación es una jerarquía con dos camas solar es más como el Sol seguido de analógico solar y solar type. Las observaciones de estas estrellas son importantes para entender mejor las propiedades del Sol en relación a otras estrellas y la habitabilidad de los planetas.

    Referencia
    http://www2.lowell.edu/users/jch/workshop/drs/drs-p1.html
    http://phys.org/news10646.html
    http://www.spacedaily.com/reports/Quark_Stars_Could_Produce_Biggest_Bang.html

  3. Karen Samayoa dijo:

    Buenas noches!! Yo les voy a hablar sobre los agujeros negros.

    Los agujeros negros son cuerpos con un campo gravitatorio muy grande.
    No puede escapar ninguna radiación electromagnética ni luminosa, por eso son negros. Están rodeados de una “frontera” esférica que permite que la luz entre pero no salga.

    Hay dos tipos de agujeros negros: cuerpos de alta densidad y poca masa concentrada en un espacio muy pequeño, y cuerpos de densidad baja pero masa muy grande, como pasa en los centros de las galaxias. Si la masa de una estrella es más de dos veces la del Sol, llega un momento en su ciclo en que ni tan solo los neutrones pueden soportar la gravedad. La estrella se colapsa y se convierte en agujero negro.

    Si un componente de una estrella binaria se convierte en agujero negro, toma material de su compañera. Cuando el remolino se acerca al agujero, se mueve tan deprisa que emite rayos X. Así, aunque no se puede ver, se puede detectar por sus efectos sobre la materia cercana
    Los agujeros negros no son eternos. Aunque no se escape ninguna radiación, parece que pueden hacerlo algunas partículas atómicas y subatómicas. Alguien que observase la formación de un agujero negro desde el exterior, vería una estrella cada vez más pequeña y roja hasta que, finalmente, desaparecería. Su influencia gravitatoria, sin embargo, seguiría intacta.

    Referencia
    http://www.astromia.com/universo/agujerosnegros.htm

  4. Dulce Menzel dijo:

    Buenas tardes hoy les hablare sobre los dos subgrupos de estrellas de las variables intrínsecas. Estas estrellas son las en que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas. Los subgrupos de estas son las variables eruptivas y las cataclísmicas.

    Las estrellas variables eruptivas son aquellas que experimentan erupciones en sus superficies como llamaradas. Y las segundas estrellas son las del subgrupo variables cataclísmicas que son aquellas que experimentan algun cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las supernovas.

    Referencia
    http://www.google.com.gt/url?sa=t&rct=j&q=estrellas+cumulares&source=web&cd=14&ved=0CHIQFjAN&url=http%3A%2F%2Fcemecewiki1011.wikispaces.com%2Ffile%2Fview%2FEL%2BORIGEN%2BDE%2BLAS%2BESTRELLAS.docx&ei=3rBoUNycBOe80QG3jYHgCA&usg=AFQjCNG4V0M9B1GBbjU1gFV-wNqVX5lOMQ

  5. Buenas tardes ! Yo les voy a hablar de las estrellas RR LYRAE, y ESTRELLA VARIABLE DE TIPO MIRA.

    *Las variables de tipo RR Lyrae son estrellas de espectro A a F que sufren pulsaciones radiales con períodos de 0,2 a 1,2 días y amplitudes de 0,2 a 2 mag. Poseen una amplia gama de metalicidades, que van del orden de la solar a varios centenares de veces menor, lo que se cree pueda ser debido a distintos estados de evolución. La estrella prototipo de las RR Lyrae es, RR Lyrae (magnitud 7.1-8.1, período 14 horas 40 minutos). Otra estrella interesante de este tipo es CY Aquarii que combina una amplitud bastante grande con un periodo muy corto, varía de magnitud 10.4 a 11.2 con un período de tan sólo 88 minutos.

    Las RR Lyrae se hallan situadas en el diagrama H-R en la rama horizontal lo que significa que aun poseyendo distintas temperaturas tienen luminosidades similares, formando una tira transversal a lo largo de la banda de inestabilidad. Pulsan en el modo fundamental o en el primer armónico (algunas en ambos) y su estudio en cúmulos globulares, ha revelado que las situadas en el lado rojo de la banda pulsan en el modo fundamental y las del lado azul en el primer armónico, en tanto que las del centro están mezclados o lo hacen en ambos a la vez. Se clasifican en tres subtipos.

    *La estrella variable de tipo Mira son estrellas variables pulsantes caracterizadas por un color rojo intenso, un período de pulsación de más de 100 días, y una amplitud de más de una magnitud aparente. Son gigantes rojas en estados muy avanzados de su evolución estelar situadas en la rama asintótica gigante (RAG) en el diagrama de Hertzsprung-Russell, que en el transcurso de unos millones de años expulsarán sus capas exteriores creando una nebulosa planetaria, quedando el núcleo remanente como una enana blanca.
    Se piensa que las variables Mira tienen masas inferiores a 2 masas solares, pero al tener tan distendidas sus capas exteriores su luminosidad puede ser miles de veces mayor que la del Sol.
    Se piensa que las pulsaciones se producen por la expansión y la contracción de toda la estrella: esto produce un cambio en su temperatura y tamaño, lo que ocasiona la variación observada en su brillo.
    Aunque las variables Mira tienen un comportamiento y una estructura similar, en realidad forman un grupo heterogéneo en cuanto a edad, masa, modo de pulsación y composición química. Algunas, como R Leporis, son estrellas de carbono, mientras que otras muestran un aumento o disminución en su período de pulsación a lo largo del tiempo.
    Un pequeño subgrupo de variables Mira parecen cambiar su período a lo largo del tiempo; éste aumenta o disminuye sustancialmente (hasta un factor de tres) en el transcurso de décadas o siglos.
    No obstante, la mayoría de ellas exhiben ligeros cambios de período entre ciclos, probablemente causados por un comportamiento no linear en la envoltura estelar, incluyendo desviaciones de la simetría esférica.
    Las variables Mira suscitan un gran interés dentro de la astronomía amateur debido a sus espectaculares cambios de brillo. La estrella Mira (ο Ceti), a quien deben su nombre estas variables, es la estrella más notable dentro del grupo.

    LITERATURA CITADA

    http://www.terra.es/personal2/aamagallanes/12mejvar.html

    http://www.astrogea.org/variabl_ecl/rr.htm

    http://www.bitacoradegalileo.com/2010/03/17/el-color-de-las-estrellas/

    http://books.google.com.gt/books?
    id=i3CnzLv9RDQC&pg=PT81&lpg=PT81&dq=estrella+tipo+O&source=bl&ots=lmyUG1H7GU&sig=ewd9BKE-l4ktmmWOYEM5UMttZKc&hl=es&sa=X&ei=_CRqUNywJI6k8ASh-4CICQ&ved=0CDEQ6AEwAQ#v=onepage&q=estrella%20tipo%20O&f=false

    MARIELA REYES 12237

  6. Melissa Ramirez dijo:

    Buenos dias!
    Yo empezaré a hablarles sobre las estrellas SUBENANAS.Estas son aquellas que poseen luminosidad clase VI en la clasificacion espectral de Yerkes. El termino due acuñdo por Gerard Peter Kuiper en 1939 para referirse a una serie de estrellas con espectro anómalo que se habia etiquetado como enanas blanca intermedias. Estas se dividen en frias y calientes. Las subenanas frias son del tipo espectral G a M, generan energía mediante la fusión nuclear del hidrógeno y emiten un alto nivel de luz ultravioleta. Las calientes son de tipo espectral B y O, representan una etapa tardí en la evolución de algunos tipos de estrellas, en donde una gigante roja pierde sus capas de hidrógeno antes de que su núcleo inicie la fusión de helio. Las subenanas de tipo B son mas luminosas que las enanas blancas y forman parte importante en cúmulos globulares y galaxias elipticas.

    El otro tipo son las estrellas MULTIPLES. Consiste en una agrupación de tres o más estrellas que al ser observadas desde la Tierra, parecen estar cenca unas de otras. Esto puede ocurrir por un fenómeno óptico o por un fenómeno físico en donde las estrellas están muy cercanas. Pueden nombrarse como triple, cuádruple y así en adelante según el numero de estrellas que posee. Un ejemplo de esto es Alfa Centauri que es una estrella triple compuesta por un par de enanas amarillas (Alfa Centauri A y Alfa Centauri B), y una enana roja periférica, denominada Próxima Centauri.

    Referencias:
    *Croswell, K. 1995. The Alchemy of the Heavens. Nueva York: Oxford UP.Pp87
    *Kaler, J. 1989. Stars and theri Spectra. Cambridge> Cambridge UP. Pp122.
    *Simon,J. 2055. Pulsations in Subdwarf B Stars. J. Astrophys. Astron. 26(2):261-271.
    *http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS [01 octubre 2012]
    *http://messier.seds.org/bina.html [01 octubre 2012]
    *Tokovinin, A. 1997.MSC-A catalogue of physical multiple stars. Astronomy and Astrophysics Supplement Series 124 :75–84.
    * Wertheimer,J. G., G. Laughlin.2006. Are Proxima and α Centauri Gravitationally Bound?.Astronomical Journal 132(5):1995–1997.

    Melissa Ramirez
    12055

  7. Vivian Montoya dijo:

    Buenas tardes, en esta oportunidad les voy a comentar un poco sobre las estrellas Herbig Ae/Be y Lambda Bootis.
    Las Herbig Ae/Be me parecieron muy interesantes ya que gracias a ellas y su estudio se puede comprender la formación de las estrellas más masivas de nuestra Galaxia. Son estrellas jóvenes que tienen una masa entre dos y diez veces la masa del sol, puede tener zonas convectivas externas inducidas por el quemado de deuterio, pudiendo generar vientos, como en el caso de estrellas de baja masa. Debido a la cantidad de gas y polvo que rodea a objetos estelares jóvenes, una cantidad significativa de su energía se radia en longitud de onda infrarroja. Aún se encuentran en fase de contracción gravitatoria, aproximándose a la secuencia principal pero sin haber iniciado la fusión de hidrógeno en su núcleo. Sus líneas de emisión Balmer en el espectro son similares a las de T Tauri y en ocaciones muestran cambios significativos en su brillo debido a la existencia de protoplanetas en el disco circumestelar.
    Las estrellas Lambda Bootis son un grupo muy reducido, existen como máximo un 2% entre las estrellas. Ejemplos de esta clase son Vega (α Lyrae), 29 Cygni y 36 Serpentis. Son una clase de estrellas con líneas metálicas débiles cuyo tipo espectral está comprendido entre B-tardío y F-temprano. Muestran una carencia de elementos pesados debido a la cantidad de gas deficiente en metales del entorno circumestelar, después de la separación del gas y el polvo. El resultado de ello es que los elementos volátiles como carbono, nitrógeno y oxígeno presentan abundancias cuasi-solares mientras que los elementos más pesados con temperaturas de condensación más altas, están encerrados dentro de los granos de polvo, siendo deficientes en la atmósfera estelar. Se cree que la etapa Lambda Bootis tiene lugar al final de la fase de acreción en estrellas presecuencia principal.

    Referencias:
    http://foro.sondasespaciales.com/index.php?topic=3476.0
    Rodríguez, Luis. 1996. Formación Estelar. 1ª edición. Fondo de cultura económica, México. 330pp.
    http://33m.lista.cl/wiksocial/Estrella_Lambda_Bootis.html

    Vivian Montoya
    12041

  8. Alexa Folgar dijo:

    Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares, otras veces se agrupan en grandes concentraciones formando los llamados cúmulos estelares que pueden variar gracias al campo gravitacional galáctico. Las estrellas cumulares, como su nombre lo indica, son las que forman cúmulos estelares, estos cúmulos pueden ser globulares, son viejos y se encuentran en el halo, en donde las estrellas se atraen por gravedad y cúmulo abierto, de formación más reciente con menor número de estrellas ubicada en el disco, donde las estrellas se atraen por gravitación donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo donde orbitan un centro gravitacional en común lo que las mantiene unidas.

    Estrellas como el Sol, no mantienen lazos gravitatorios con otras estrellas, estas son llamadas como independientes o aisladas. Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella, solamente obedecen al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de obejtos de la galaxia, sin embargo pueden existir las sistémicas-independientes donde forman parte de un sistema estelar

    http://galeon.com/astronomyyyyyyy/Estrellas5.html
    http://www.google.com.gt/url?sa=t&rct=j&q=estrellas+cumulares&source=web&cd=14&ved=0CHIQFjAN&url=http%3A%2F%2Fcemecewiki1011.wikispaces.com%2Ffile%2Fview%2FEL%2BORIGEN%2BDE%2BLAS%2BESTRELLAS.docx&ei=3rBoUNycBOe80QG3jYHgCA&usg=AFQjCNG4V0M9B1GBbjU1gFV-wNqVX5lOMQ

  9. mafer villeda dijo:

    Estrellas gigantes y luminosas (II y III)- Son estrellas que dejaron la secuencia principal. Es decir que han agotado sus reservas de hidrógeno en su núcleo y queman helio, entonces empiezan a hincharse y su temperatura empieza a disminuir, esta es inferior en cada espectro a las de la secuencia principal.Estas estrellas pueden llegar a tener diámetros que oscilan entre los 10 y 1000 veces el del Sol y hasta 1000 veces más luminosas. De esta categoría me gustaría hablarles de:

    Estrella supergigante amarilla

    Es la fase intermedia que experimentan algunas estrellas es de más de 10 a 70 masas solares .Son muy escasas ya que pasan poco tiempo en este estado. Un ejemplo de estrella supergigante amarilla es Mirfak de la constelación de Perseo, esta supergigante amarilla llega a una temperatura de 6180K, su radio es mucho mas grande que el radio solar y su masa se encuentra entre 7 y 8 masas solares

    Por otro lado la segunda estrella de la que les hablare se clasifica dentro del grupo de estrellas variables – Estrellas que varían en luminosidad:

    Las estrellas variables Cefeidas

    Las Variables Cefeidas son estrellas que cambian con regularidad su tama;o y su brillo. Como la estrella aumenta de tamaño, su brillo disminuye y viceversa. Las Variables Cefeidas no pueden estar permanentemente variando, las fluctuaciones pueden ser sólo una fase de inestabilidad que la estrella está pasando. Polaris, quien es la mas brillante de la constelación de la osa menor .

    Espero que la informacion sea de utilidad
    encontrado en:
    http://red-estelar.webcindario.com/Tipos-de-estrellas.html

    mafer villeda 11021

    • mafer villeda dijo:

      no estoy muy segura si la cefeida que dice mayra es la misma que la cefeida que yo puse pero por si acaso les mencionare un poco acerca de las Binaria eclipsante, las cuales consisten en dos estrellas que estan cerca pero se ven como si fueran una sola estrella. La variabilidad en el brillo de estas estrellas ocurre debido a que entre ellas se oscurecen una a la otra, se puede explicar de mejor manera que ocurre como una especie de eclipse. Este proceso puede ocurrir con estrellas de mucho tamaño en orbitaas muy pequeñas.
      espero sea de utilidad

  10. Sttéfhanny Yhaasmin Chien-Shan Hung Alvarez. dijo:

    Buenos Días!! Yo les voy hablar sobre las Estrellas de tipo S, que fueron descubiertas en 1990 y estas formadas por dos mecanismos diferentes. En una parte encontramos las de mayor luminosidad que son las estrellas de la rama asintótica gigante (RAG) en donde los elementos del proceso-s y el carbono ascienden a la superficie estelar, variando la composición química de su atmósfera. Y por otro lado encontramos las estrellas de menor luminosidad forman parte de sistemas binarios; en ellos la estrella más masiva pasa por la fase RAG y transfiere masa a su acompañante, propiciando el cambio de composición de esta última. En el primer caso se habla de estrellas S (intrínsecas) mientras que en el segundo caso se las denomina estrellas S (extrínsecas).

    Las estrellas S son gigantes rojas de tipo espectral S, la cual tiene como dominante diferentes metales del quinto período de la tabla periódica (circonio, itrio, etc) en vez de los del cuarto período (titanio, escandio y vanadio) en su espectro. Las estrellas de tipo S presentan bandas intensas de cianógeno (CN) y contienen líneas espectrales de litio y tecnecio. Las estrellas S puras, llamadas también estrellas de circonio, son aquellas en donde las bandas de óxido de circonio son muy intensas y las de óxido de titanio están ausentes o son apenas perceptibles. Las estrellas SC cuyo prototipo es UY Centauri son intermedias entre las estrellas de tipo S y las estrellas de carbono, mostrando una relación entre los contenidos de carbono y oxígeno próxima a la unidad.

    Otro tipo de estrella que mencionare es de las Novas, conocidas como estrellas nuevas, estas se definene como una estrella que aumenta enormemente su brillo de forma súbita y después palidece lentamente, pero puede continuar existiendo durante cierto tiempo. Antiguamente, a una estrella que aparecía de golpe donde no había nada, se le llamaba nova, o ‘estrella nueva’. Pero este nombre no es correcto, ya que estas estrellas existían mucho antes de que se pudieran ver a simple vista.

    Se dice que quizá aparezcan 10 o 12 novas por año en la Vía Láctea, pero algunas están demasiado lejos para poder verlas o las oscurece la materia interestelar. A las novas se las observa con más facilidad en otras galaxias cercanas que en la nuestra. Una nova incrementa en varios miles de veces su brillo original en cuestión de días o de horas. Después entra en un periodo de transición, durante el cual palidece, y cobra brillo de nuevo; a partir de ahí palidece poco a poco hasta llegar a su nivel original de brillo.

    Las novas son estrellas en un periodo tardío de evolución. Explotan porque sus capas exteriores han formado un exceso de helio mediante reacciones nucleares y se expande con demasiada velocidad como para ser contenida. La estrella despide de forma explosiva una pequeña fracción de su masa como una capa de gas, aumenta su brillo y, después se normaliza. El material acretado, compuesto principalmente por hidrógeno y helio, es compactado en la superficie de la enana blanca debido a la intensa fuerza gravitatoria en la superficie de ésta. A medida que más material se va acumulando, se calienta cada vez más, hasta que alcanza la temperatura crítica para la ignición de la fusión nuclear.

    FUENTES
    http://www.astroaspe.es/clasesestrellas.html
    http://www.astromia.com/universo/supernovas.htm
    http://www.aaa.org.uy/?p=1439
    http://www.ojocientifico.com/3610/tipos-de-constelaciones-de-estrellas

  11. Mayra Valey dijo:

    Buen día yo les hablare sobre las estrellas cefeídas , el origen de su nombre se debe a Delta Cefei de la Constelación de Cefeo. La variabilidad de su brillo y su regularidad y exactitud son las características de ese tipo de estrellas. La mayoría, suele tener períodos de entre 2 y 50 días, pero algunas pueden llegar a superar los 100 días. Durante estos procesos, su brillo puede alcanzar cientos de veces el del Sol. Suelen tener relación la duración del fenómeno y su brillo medio, a más duración más brillo ostentan.
    Las mediciones estelares de hoy día, se deben en parte al descubrimiento de la regularidad de las Cefeidas.

    El segundo tipo Es las Estrellas binarias de rayos X son un tipo especial de estrella binaria en el que una de las estrellas es un objeto colapsado como una enana blanca, una estrella de neutrones o agujero negro . Cuando la materia se elimina de la estrella normal, cae en la estrella colapsada, produciendo rayos-X.
    Bibliografía

    http://www.astroaspe.es/clasesestrellas.html
    http://red-estelar.webcindario.com/Tipos-de-estrellas.html

    Mayra Valey Carné #12079

  12. Jenifer Padilla dijo:

    Buenas noches, yo les voy a hablar de la Estrella Exótica, esta es una estrella compacta compuesta por algo distinto a electrones, protones y neutrones, en donde el colapso gravitacional es compensado por la presión de degeneración. Las estrellas exóticas son en gran medida teóricas, pero observaciones llevadas a cabo con el Observatorio Chandra de rayos X en 2002 han detectado dos candidatas a estrellas extrañas, llamadas RX J1856.5-3754 y 3C58, inicialmente consideradas estrellas de neutrones. Estas estrellas podrían aparecer en los datos astronómicos como las estrellas de neutrones que son más pesadas de lo que teóricamente es posible y a diferencia de las estrellas de neutrones, su fuente de energía interna les impiden que se enfríen con el tiempo.
    La segunda es la Estrella de Manganeso de Mercurio es un tipo de estrella por medios químicos peculiar con un espectral prominente línea en 398.4 nm (nanómetros), debido a la absorción del mercurio ionizado. Estas estrellas son del tipo (tipo espectral) B8 o B9 espectral, y tienen las estas caracteristicas: Un exceso atmosférico de efósforo,manganeso, galio, estroncio, ytrio, circonio, platino y mercurio. Y Una carencia de un campo magnético fuerte.
    Su rotación es lenta, y como una consecuencia su atmósfera es tranquila. Algunos tipos de átomos fregadero bajo la fuerza de la gravedad, mientras los otros son levantados hacia el exterior de la estrella por la presión de la radiación, haciendo una atmósfera no homogénea.

    Fuente: http://gt.globedia.com/estrellas-exoticas-podrian-recrear-condiciones-big-bang
    http://es.knowledger.de/3398857/EstrellaDeManganesoDeMercurio

  13. Stephanie Moes Villatoro #12204 dijo:

    Yo les hablare de la enana negra, que es un hipotético cuerpo estelar resultado del consumo del combustible de una enana blanca, dando lugar a un objeto frío e invisible en el espacio.
    Hallarlas es muy difícil ya que no emiten luz visible, y no se puede detectar su emisión de energía. Se cree que el universo no es lo suficientemente viejo para albergar una estrella de este tipo, ya que se requieren de 10 a 100 mil millones de años para esa transformación. Se ha denominado también enana negra a un cuerpo subestelar sin suficiente masa (aproximadamente 0,08 la del Sol) para albergar reacciones de fusión de hidrógeno. El color de una enana blanca se va enfriando lentamente mirntras va girando, tras miles de millones de años, se transformará sucesivamente desde un brillo blanco-lavanda, a blanco-azul, a blanco, a amarillo, a naranja, y finalmente se convertirá en enana roja. Luego de esto todavia evoluciona y se convierte de un color apagado marrón, pero finalmente aún se volverá más oscuras todavía. Se enfriará hasta una temperatura por debajo de los -268° C, próxima al cero absoluto, y se convertirá en un “peñasco” negro y frío, muy denso, de escombros estelares vagando por el espacio, con un diámetro de tamaño similar al de la Tierra.
    El otro tipo de estrella de la que les hablare es la hipergigante, que son las estrellas más grandes, solo se conocen 12 en nuestra galaxia. Existen indicios de que las hipergigantes son estrellas que han evolucionado desde la fase de supergigante roja a la de supergigante azul. Su luminosidad es de clase 0. Su masa puede alcanzar las 100 masas solares, cerca del límite teórico máximo de 120 masas solares. Sus temperaturas superficiales varían entre 3500º y 35000º Kelvin. Pueden ser miles a millones de veces más luminosas que el Sol. Su promedio de vida es de apenas 1 a 3 millones de años, antes de convertirse en supernovas o, en raros casos, en hipernovas. Son estrellas extremadamente raras, y pueden variar en color.
    Estos son algunos ejemplos de este tipo de estrellas:
    Eta Carinae, P Cygni, S Doradus (hipergigantes azules).
    6 Cassiopeiae (hipergigante blanca).
    Rho Cassiopeiae (hipergigante amarilla).
    RW Cephei, VY Canis Maioris (hipergigantes rojas).

    http://www.aaa.org.uy/?p=1439
    http://celestia.albacete.org/celestia/celestia/stars/enana12.htm
    http://www.iac.es/gabinete/iacnoticias/2-99/artgar.htm

    • Stephanie Moes Villatoro #12204 dijo:

      La estrella hipergigante ya habia sido mencionada anteriormente, por lo que les mencionare otro tipo de estrella, la estrella fugaz. Creo que todos mas de alguna vez hemos visto una de estas en un cielo nocturno. Se dice que estas estrellas con estrellas que se mueren o se apagan, pero estas “estrellas” no son verdaderamente estrellas, son fenómenos que ocurren en nuestra atmósfera. El espacio interplanetario, está lleno de diversos materiales, aunque en muy bajas densidades. Éstos materiales son fundamentalmente pedazos de roca de tamaños variados, muchos de ellos, dejados por el paso de algún comenta. Cuando uno de estos cuerpos penetra la atmósfera terrestre, comienza a quemarse debido al roce con la misma; transforma energía cinética en calor debido al roce Muchas veces este pedazo de roca se desintegra completamente, a este fenómeno se le conoce con el nombre de meteoro.

      http://www.achaya.cl/apuntes-de-astronomia/9-sistema-solar/17-ique-es-una-estrella-fugaz

  14. Rita Bran dijo:

    ¡Hola! Esta semana les hablare un poco sobre la estrella magnética. También se les conoce como magnetar o magnoestrella. Estas estrellas son muy extrañas, ya que son un tipo especial de estrellas de neutrones que tienen campos magnéticos increíblemente fuertes que emanan de sus polos. Su característica principal es la expulsión en un período breve de enormes cantidades de alta energía en forma de rayos X o gamma. Las estrellas de neutrones son desechos cósmicos que se producen cuando una estrella masiva explota en forma de supernova, los electrones y protones responden a dicho cambio transformándose en neutrones. Por lo tanto, estas estrellas son muy densas por la materia que las constituye, por lo que generan campos magnéticos muy fuertes.

    Foto de una estrella magnética: http://globedia.com/imagenes/noticias/2010/3/2/258164_1.jpg

    Por otro lado, una gigante naranja es una estrella de tipo espectral K y que posee luminosidad clase III, es decir entre 60 y 300 veces la luminosidad del sol. Estas estrellas tienen una temperatura entre 100 y 400 K más frías que las enanas naranjas (3,900 y 5,200 K). Al ser tipo espectral K, en sus núcleos ocurre fusión del helio en carbono y oxígeno. Un ejemplo de esta este tipo es Aldebarán de la constelación de Tauro.

    Foto de gigante naranja: http://bitacoradegalileo.files.wordpress.com/2010/11/aldebaran-comparacion.jpg

    Fuentes:
    http://www.laflecha.net/canales/ciencia/noticias/200410194
    http://gt.globedia.com/descubierta-extrana-estrella-magnetica
    http://www.taringa.net/posts/ciencia-educacion/15186902/Aldebaran_-Constelacion-de-Tauro.html

    Rita Bran
    12192

  15. Abraham Hernández Orellana dijo:

    feliz noche amantes de la química, hoy les hablaré de las estrellas de neutrones, estas son practicamente la versión compresionada o bien “pocket” de una enana blanca, se les llama estrellas nucleares ya que cuando una enana blanca sufre cambios muy altos de presión los protones y electrones de la misma desaparecen dejando únicamente los neutrones (GRAN MARAVILLA!!!), estas estrellas por lo general tienen una densidad de 100 millones de tonelada por centimetro cúbico, estas crean campos magneticos muy fuertes.
    El segundo tipo de estrella que mencionare es la enana blanca con superficie de carbono pulsante. Esta estrella fue recientemente descubierta, su brillo es igual a 9 veces el tamaño del sol y fue encontrada realizando una búsqueda espacial por curiosidad (serindipia? jaja), esta estrella es diferente de las enanas blancas ya que perdió su capa de helio e hidrógeno y en vez de ello posee solamente carbono, este carbono a alta temperatura (19500°C), hace que la estrella cambia su masa constantemente y sufre cambios de energía muy drásticos producidos por cada átomo de la misma, lo que hace que su brillo sea excepcionalmente grande.
    Fuentes:
    http://dsc.discovery.com/news/2008/05/02/pulsating-white-dwarf.html
    http://www.espacioprofundo.com.ar/diccionario/Glosario_de_Astronomia/vertermino/Estrella_de_neutrones.html
    Carnet: 12108

  16. Jorge Chang dijo:

    Yo les voy a comentar sobre las gigantes azules. Este tipo de estrella se caracteriza por haber agotado su combustible de hidrogeno, ubicado en su núcleo. Su temperatura es de 30,000 K aproximadamente y posee una luminosidad 10,000 veces mayor a la del sol. A medida que envejecen se expanden , se enfrian y se convierten en gigantes rojas.

    una giangete roja, es una estrella fria, grande y altamente luninosa. Este tipo de estrella como las azules, ya no posee hidrogeno por lo que se alimentan de metales mas pesados, su color se debe a la baja temperatura superficial que es de 4,000 K. Muchas gigantes rojas son estrellas variablemente pulsantes.

    Jorge Chang
    12044

    fuente:
    http://books.google.com.gt/books?id=YEUZI8MWARQC&pg=PA328&lpg=PA328&dq=estrellas+gigantes+azules&source=bl&ots=bostA7eryC&sig=uaBhae6fpkBHg-dGwkg13SR6t3w&hl=es&sa=X&ei=bJZnUNjxIInk9AT43IDoBw&ved=0CDMQ6AEwAQ#v=onepage&q=estrellas%20gigantes%20azules&f=false

  17. María Rosito dijo:

    Las enanas naranjas son estrellas que estan en la secuencia principal, que como se ha mencionado ya, en el núcleo hay fusión de hidrógeno y helio. Estas estrellas son más pequeñas que el sol por lo que la étapa en la secuencia principal es mayor que la de este. Por el mismo motivo que son menos masivas que el sol son menor luminosas. El rango de temperatura en las que estas estrellas se encuentran superficialmente está entre 3900 y 5200 K. Al buscar información de estas estrellas se encuentra muchos artículos que dicen la posibilidad de encontrar vida en los planetas cerca de estas estrellas. Esto es porque se mantienen más tiempo en la secuencia principal, al rededor 20,000 millones de años (10,000 millones de años más que el sol) por lo que la vida puede evolucionar de planetas vecinos a estas estrellas. Un ejemplo de este tipo de estrella es Alfa Centauro B.

    Las estrellas subgigantes son aquellas en las que la fusión de hidrógeno acaba de terminar en el núcleo así que poco a poco aumentan su tamaño y luminosidad (generalmente amarillo) , pero su temperatura desciende, están entre 6000 y 4500 K. Estas estrellas están próximas a ser gigantes rojas. Las estrellas subgigantes tienen muchos metales y tienen planetas girando al rededor de ellas, por ello se cree solamente los planetas cerca de estas estrellas y los que se encuentran en la secuencia principal son capaces de albergar vida en ellos. Un ejemplo de estrella subgigante es Procyon A.

    Referencias
    -http://red-estelar.webcindario.com/Tipos-de-estrellas.html
    -http://books.google.com.gt/books?id=SjYBIzP5pCEC&pg=PA62&lpg=PA62&dq=estrellas+subgigantes&source=bl&ots=NZlLUd_THf&sig=4j74GGTbFwpWmIlrLzQT3rHriuQ&hl=es&sa=X&ei=zY5nUIvEKZOO9ATpqYGYAQ&sqi=2&ved=0CD4Q6AEwBw#v=onepage&q=estrellas%20subgigantes&f=false

    María Rosito
    12462

  18. Luisa Fernanda Mejía Rivera dijo:

    Buenas tardes yo les voy contar un poco acerca de las estrellas blancas de la secuencia principal y de las estrellas de carbono.
    Las estrellas blancas de la secuencia principal con frecuencia son confundidas con las enanas blancas, como su nombre lo indica, se encuentran situadas en la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell,lo que indica que al igual que en el sol su energía proviene de la fusión de hidrógeno en helio.
    Posee líneas bastante intensas de hidrógeno, así como líneas de metal ionizados, Su temperatura superficial varía entre 7100 y 9750 K y su masa está comprendida entre 1,5 y 3 masas solares.
    La estrella de Carbono es una estrella de tipo tardío similar a las gigantes rojas.
    Su atmósfera contiene más carbono que oxígeno a diferencia de las estrellas normales. Los dos elementos se combinan en las capas más externas de la estrella, formando monóxido de carbono, el cual consume todo el el oxígeno en la atmósfera, dejando el carbono libre para formar otros compuestos de carbono, dando a la estrella una atmósfera “tiznada”, y apariencia roja sobresaliente, por lo cual es observada por los humanos.
    Normalmente de un tipo espectral R, N, o S, que esta baja de hidrógeno. Ha cambiado para fusionar núcleos de Helio en Carbono, y también a un ciclo en el que los núcleos de Carbono se fusionan con 4 núcleos de Hidrógeno, y entonces emiten un núcleo de Helio.

    Referencias:
    http://www.espacioprofundo.com.ar/diccionario/Glosario_de_Astronomia/vertermino/Estrella_de_carbono.html
    http://laorilladelcosmos.blogspot.com/2010/08/v-aquilae-y-otras-estrellas-de-carbono.html
    http://almaak.tripod.com/temas/estrellas_secuencia_principal.htm

    Luisa Fernanda Mejía Rivera
    Carné: 12622

  19. Ana Christina Cabrera dijo:

    Buenas tardes, yo les voy a hablar de las Supernovas, estas se forman cuando una estrella estalla completamente. Estas suelen parecer como nuevas estrellas, cuando en realidad no lo son, debido a que son muy brillantes y se combinan con la luz de las estrellas que se encuentran a su alrededor. A pesar de ser muy brillantes al encontrarse en otras galaxias que están distantes a la nuestra es un poco difícil de estudiarlas debido a que se ven demasiado tenues. Por lo contrario hay algunas supernovas que se encuentran en galaxias cercanas y son un poco mas fáciles de estudiar detalladamente. Existen dos tipos diferentes de supernovas, esto es debido a sus historias evolutivas. Las de Tipo I esultan de la transferencia de masa de una estrella enana blanca y una estrella gigante en evolución. Las de Tipo II son masivas estrellas individuales que llegan al fin de sus vidas en una forma muy espectacular. El 24 de febrero de 1987 surgió la supernova mas reciente, esta apareció en una galaxia satélite llamada La Gran Nube Magallanes. La ultima supernova vista en la Vía Láctea fue vista por Kepler en el año 1604.

    http://www.oarval.org/supernovaesp.htm
    http://www.astromia.com/universo/supernovas.htm

    Ana Christina Cabrera R.
    12133

  20. Andrea Márquez dijo:

    Buenas tardes a todos hoy les hablare sobre las ESTRELLAS BINARIAS ECLIPSANTES Y LAS ESTRELLAS WOLF-RAYET. Las estrellas binarias eclipsantes son componentes de las sub enanas. Son estrellas que son similares al sol y la caracteristica de ellas es que estan situadas muy cerca una de la otra, orbitan de forma alargada formando un eclipsoide. En cada revolucion se forman dos eclipses el cual la revolucion dura 8 horas. Este tipo de estrellas descienden y ascienden su brillo mediante la forma de la curva u la orbita de la luz. Tambien es clasificada en la poblacion de estrellas de pobres metales, ya que algunas estan muertas.

    Las estrellas de wolf-rayet fueron descubiertas hacen 100 años. Estas estrellas se caracterizan por tener rayas de emisión anchas en el espectro verde y amarillo, estas rayas pertenecen a carbono, hidrogeno y oxigeno en donde algunas veces estan ionizadas. Tienen masas superficiales de 10 masas solares y la temperatura basila entre 20000K – 40000K. Estas estrellas se clasifican en WN o WC segun las lineas de carbono.
    Fuentes de Consulta:
    Ridpath, I. 1999. Astronomía. Editorial complutense. Pp 812
    Oster, L. 1984. AStronomía moderna. Editorial Reverte. España. Pp 539.
    Convigton, N. 2002. Objetos celestes para telescopios modernos. Ediciones Akal, S.A.MADRID. Pp 288

  21. Diana Pamela Flores dijo:

    Hola a todos, yo les voy a hablar sobre ESTRELLAS MAGNETAR Y ESTRELLAS DOBLES. Las estrellas magnetar son estrellas de neutrones que presentan un campo mayor de los 10^8 T (entre 10^11 y 10^13 T) y son muy densas. Estas poseen una temperatura mayor que el de una estrella de neutrones normal, lo cual genera que su corteza rígida tenga una gran agitación por causa de las vibraciones de sus partículas. Dichas vibraciones también son la razón por la cual las magnetar emiten térmicamente en la longitud de onda de rayos X. La principal característica es su poderoso campo magnético que expulsa gran parte de las partículas cargadas y genera radiación X. Dicho campo magnético es tan intenso que al actuar sobre la corteza rígida, que posee separación de carga, causa rupturas y movimientos sísmicos generando radiación gamma de baja energía. Se cree que sus campos magnéticos son consecuencia de los cortos periodos de rotación (milisegundos) en las estrellas de neutrones producidas en supernovas por colapso del núcleo. Durante los primeros segundos de sus vidas, los magnetares pasan de ser objetos calientes y extendidos, a cuerpos fríos dominados por campos magnéticos.

    Y ahora las estrellas dobles son estrellas que parecen estar próximas a otra estrella. Pero esto puede ser solo un efecto de perspectiva por el cual dos estrellas muy alejadas se encuentran en una misma línea visual como una al lado de la otra. Estas son las estrellas dobles ópticas, pero sí existen estrellas que están unidas físicamente y se llaman estrellas dobles físicas. Las estrellas dobles físicas rotan una alrededor de la otra y se encuentran juntas por fuerzas gravitatorias. Estas son muy comunes ya que representan la gran mayoría de las estrellas conocidas. Por modalidades de observación las dobles físicas se pueden subdividir en dobles visuales, dobles astrométricas, dobles espectroscópicas y dobles de eclipse. A causa de la proximidad de las dos estrellas, se observa que el gas atmosférico fluye de una estrella hacia la otra; acompañado por fenómenos de emisión electromagnética con colores y formas muy llamativas. Las estrellas dobles tienen una gran importancia astrofísica porque el análisis de sus orbitas proporciona información como su masa, dimensiones y bases para profundizar sobre evolución estelar.

    Pamela Flores 12308
    Aqui les dejo dos videos, uno es de como se ven las estrellas dobles y otro una muy buena explicacion de las estrellas magnetar. =) http://m.youtube.com/watch?v=VZMugUe0MAc
    http://m.youtube.com/watch?v=DH8ICPZ8HH4

    Fuente: http://books.google.com.gt/books?id=SjYBIzP5pCEC&pg=PA111&lpg=PA111&dq=que+son+estrellas+magnetar&source=bl&ots=NZlLUb_TKg&sig=SNv_Eykf0X6WUSHi8DxLXZUFkJA&hl=es&sa=X&ei=zUBnUIv8L5DA9QS794CYDw&ved=0CDEQ6AEwAA

    http://books.google.com.gt/books?id=LIq_hycBFXYC&pg=PT19&lpg=PT19&dq=que+son+estrellas+magnetar&source=bl&ots=IT7v7J97Tc&sig=LydyKa4SzjFJhDVE0632FtzQuWg&hl=es&sa=X&ei=zUBnUIv8L5DA9QS794CYDw&ved=0CDYQ6AEwAQ#v=onepage&q=que%20son%20estrellas%20magnetar&f=false

    http://books.google.com.gt/books?id=ysgUAQAAMAAJ&q=que+son+estrellas+magnetar&dq=que+son+estrellas+magnetar&source=bl&ots=Utlefnp-sc&sig=bigewXgFCam20o8hepus9VSG2BA&hl=es&sa=X&ei=zUBnUIv8L5DA9QS794CYDw&ved=0CEUQ6AEwBA

  22. Ana Lucía Valdéz Micheo dijo:

    -Una enana marrón es un objeto de masa subestelar por lo que no puede mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno en su núcleo. Apenas resplandecen ligeramente, emitiendo la mayoría de su radiación en las bandas infrarrojas. Esto ocurre porque están por debajo de la masa estelar límite de 0.08 masas solares, debido a lo cual no logran encenderse como estrellas. En vez de ello, emiten radiación de la energía remanente de su formación.
    Durante el lapso de vida de una enana marrón, mientras más joven, más brillante aparecen. Así que tenemos más oportunidades de descubrir enanas marrones que se han formado recientemente. En la medida que se hacen más viejas, comienzan a semejarse más a Júpiter, aunque mucho más masivas.Debido a su baja masa, intermedia entre los planetas gigantes y las estrellas de poca masa, las enanas marrones constituyen un vínculo único entre ambos tipos de cuerpos. Especialmente, se desconoce la formación de las enanas marrones, no pudiéndose saber por el momento si se forman como planetas en el interior de un disco circunestelar a partir de un núcleo de material sólido, o como estrellas a partir de la fragmentación y colapso gravitacional de una nube molecular.

    -Las estrellas rezagadas azules son estrellas que aparentan una edad menor que la del sistema estelar al que pertenecen, si se supone que se formaron junto con él. Fueron por primera vez identificadas por Allan Sandage en el cúmulo globular M3,1 y desde entonces se las ha observado en numerosos otros cúmulos globulares, cúmulos abiertos, galaxias enanas y en el disco de nuestra Galaxia. El color de una estrella es un indicador de su masa y temperatura, siendo las azules más calientes que las rojas. Cuanta más masa tiene una estrella, más rápidamente consume su hidrógeno, de modo que es de esperar que una gigante azul tarde menos tiempo que una enana roja en abandonar la secuencia principal.

    Fuentes

    -http://legacy.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/kidszone/dwarf.html
    -http://www.bibliotecapleyades.net/andylloyd/esp_andylloyd_3.htm
    -http://books.google.com.gt/books?id=PGREkhS4DdAC&pg=PA356&lpg=PA356&dq=estrellas+rezagadas+azules&source=bl&ots=4kDQKKvDqw&sig=x4y1IfFy3tYHssRoFJhGzzpPlCk&hl=es&sa=X&ei=sUpnUOq5GIPC9QSszoGYCw&ved=0CCoQ6AEwAA#v=onepage&q=estrellas%20rezagadas%20azules&f=false

    Ana Lucía Valdéz Micheo/12074

  23. LuisGa Chico dijo:

    Buenas yo comentaré sobre las Hipergigantes primero: Como su nombre lo indica, son estrellas de gran tamaño, pueden alcanzar el 120 M☉ el cual es el valor teórico máximo de tamaños de masa solar, lo cual nos dice que su masa puede ser de hasta 100 veces la masa de nuestro Sol. Estas estrellas son consideradas las más luminosas que existen, siendo miles y millones de veces más luminosas que el Sol. Las temperaturas de su superficie pueden estar entre los 3.500 K y 35.000 K. Su tiempo de vida promedio antes de convertirse en Supernovas (o Hipernovas) es de 1 a 3 millones de años. Se postula que al morir una estrella de esta magnitud, se generaría un agujero negro. Estas estrellas se componen principalmente de H (90%), He (8-9%) y otros metales de formación radioactiva como el Tc.

    Y como segundo punto, comentaré sobre las Estrellas binarias: es una clasificación en la cual, en un sistema solar, hay dos estrellas que orbitan en un centro de masas común. Los sistemas con más estrellas (3, 4, 5, etc.) también suelen caer en esta clasificación, como ocurre con Alfa Centauri A y B y Próxima Centauri. Según transcurre su ciclo de vida, estas estrellas pueden aumentar tanto de tamaño que ocurre una transferencia de masas de una estrella a otra por medio de un lóbulo de Roche (punto donde la presión gravitatoria de una estrella es superior a la otra y cierta masa de la estrella con menor presión gravitatoria es transferida a la estrella con mayor presión; les dejo una animación de cómo ocurre esto: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/68/Eclipsing_binary_star_animation_3.gif?uselang=es ). En casos, como lo son los de las Estrellas binarias, tanto la intensidad de su luz (que se ve afectada por la traslación de ambas estrellas; que se puede apreciar en la siguiente animación: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/07/Eclipsing_binary_star_animation_2.gif?uselang=es ) como la composición es variable. En el caso de la composición química de esta clasificación de estrellas, cada estrella dentro del sistema tiene una composición diferente, determinada por su estadío, por la transferencia de masas en algún punto de su ciclo de vida por la interacción con la estrella cercana, o por el tamaño de cada estrella.

    Referencias:
    1.- http://noticiasdelaciencia.com/not/2341/fotografian_la_nebulosa_del_huevo_frito/
    2.- Stapledon, O. 1991. Hacedor de Estrellas. 2ª ed. Ediciones Minotauro, México DF. Pags. 319
    3.- Eggenberger, A. 2010. Detection and Characterization of Planets in Binary and Multiple Systems. EAS Publications Series 42:19
    4.- http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/astrometric.html
    5.- http://mintaka.sdsu.edu/faculty/quyen/node10.html

    Luis Gabriel Chico
    12159

  24. Alejandra Chacón dijo:

    Buenas Tardes!!
    Les voy a sobre dos tipos de estrellas que me parecen bastante interesantes estas son las protoestrellas, y las estrellas de secuencia principal.
    Se les denomina protoestrellas a estrellas que están en su periodo de inicio de evolución. Están formadas por una nube molecular de hidrógeno e Helio y además de partículas de polvo. Estás también son de masa similar a la del Sol. Una protoestrella de 15 masas solares evoluciona con mayor rapidez que otras ya que su campo gravitatorio es mayor. Es una de las estrellas más jóvenes ya que no tiene más de 1 millón de años, al finalizar ésta será capaz de generar su propia energía mediante la fusión de hidrógenos en helio en su núcleo, como lo hace el sol y algunas oras estrellas. Estas protoestrellas tienen la capacidad de girar muy rápido ya que pueden completar una vuelta en sólo 1 día, mientras que el sol se tarda 27 días aproximadamente. Se ha investigado sobre una protoestrella llamada V1647 Orions la cual presenta unas características bastante peculiares, una de ellas es que tiene dos regiones en las que emite una fuerte emisión de rayos X y son muy calientes. Cuando su temperatura en el interior de la protoestrella es tan grande de unos 10 millones de K, las relaciones termonucleares se inician fusionándose el hidrogeno con Helio, liberando muchísima energía.

    Ahora les voy a hablar sobre las estrellas de secuencia principal, una de estas estrellas es nuestro sol. El tiempo en que una estrella permanece siendo una estrella de secuencia principal depende de la cantidad de hidrógeno que posea ara fusionarlo con Helio. Para que una estrella sea una estrella de secuencia principal debe estar en equilibrio hidrostático, equilibrio termal y debe generar su energía por fusión de hidrógeno a helio en su núcleo. Al estar con un equilibrio hidrostático la estrella requiere de una alta presión en su interior cumpliendo con lo siguiente:
    Presión= densidad*temperatura

    referencias:
    http://www.ojocientifico.com/2011/08/21/tipos-de-estrellas-del-universo
    http://www.lapetus.uchile.cl/lapetus/archivos/1239108955claseSecPrincipal.pdf
    http://almaak.tripod.com/temas/estrellas_nacimiento_estelar.htm
    http://almaak.tripod.com/temas/estrellas_secuencia_principal.htm

    Alejandra Chacón, 12170

  25. Tania Mérida dijo:

    Buenas tardes. Ami me llamo la atención las subenanas ultrafrías. Estas fuero reconocidas por primera vez como una clase individual en el 2003, como bien lo dice su nombre estas tienen temperaturas bajas y tiene baja concentraciones de hidrógeno y helio. Estas están localizadas en el extremo inferior de la escala de tamaños para estrellas. Son conocidas actualmente, solo algunas, tienen un brillo tenua y son sumamente raras.
    También están las enanas marrones, y estas son agrupaciones interestelares que aun no han conseguido la suficiente masa para iniciar reacciones nucleares y convertirse en estrellas. Aún así estas se forman de la misma manera que una estrella, como una condensación de la nube de gas interestelar.

    Fuentes:
    http://www.solociencia.com/astronomia/09070903.htm
    http://www.cienciapopular.com/n/Astronomia/Enanas_Marrones/Enanas_Marrones.php

    Tania Mérida 12211

  26. Ana Lucia Yon dijo:

    Buenos días, yo les hablaré acerca de dos estrellas llamadas: Estrella T Tauri y Estrellas Supergigantes. Las estrellas T Tauri son un tipo de estrellas irregulares, son las estrellas más jóvenes visibles. Sus temperaturas son demasiado bajas para iniciar reacciones termonucleares y brillan debido a la liberación de energía gravitacional a medida que la estrella se contrae. Estas están en evolución para convertirse en una estrella de secuencia principal. Por otra parte las estrellas supergigantes, son estrellas muy luminosas y enormemente grandes. Estas pueden llegar a alcanzar mil veces el radio solar. Las supergigantes pueden ser azules y rojas, como las gigantes, aunque las supergigantes rojas superan con mucho a las supergigantes azules. Son resultado de la evolución de las estrellas de alta masa. Cuando una estrella masiva evolucione y se le acabe el hidrógeno en el núcleo, la estrella se enfriará y se expandirá, igual que el SOl, pero ahora a tamaños increíblemente grandes: será una supergigante roja!!!!!

    Fuente: http://www.madrimasd.org/blogs/astrofisica/2010/02/01/131650
    http://universo.iaa.es/php/914-estrellas-t-tauri.htm

    Ana Lucia Yon
    12172

  27. Camilo Rivera Arrivillaga dijo:

    Una enana amarilla es una estrella de la secuencia principal de color amarillo con una masa comprendida entre 1 y 1,4 masas solares. De clase de luminosidad V, se encuentra en el proceso de convertir, en su núcleo, el hidrógeno en helio mediante fusión nuclear. Nuestro Sol es el ejemplo más conocido de una enana amarilla.
    Se estima que la vida de una enana amarilla es de unos 10.000 millones de años, tiempo que le toma consumir sus reservas de hidrógeno, el combustible principal durante esta etapa. Cuando se acaba dicho elemento, la estrella se expande varias veces su tamaño anterior y pasa a ser una gigante roja. Finalmente, la gigante roja expele sus capas exteriores para convertirse en una nebulosa planetaria. Su centro, por el contrario, colapsa y se convierte en una densa enana blanca (Fatone 1984).

    Una enana roja es una estrella pequeña y relativamente fría de la secuencia principal, ya sea de tipo espectral K tardío o M. Este tipo forma la mayor parte de las estrellas, siendo sus valores de masa y diámetro inferiores a una tercera parte de los del Sol (por debajo de 0,08 masas solares se denominan enanas marrones) y una temperatura superficial de menos de 3.500 K. Las enanas rojas son estrellas de muy baja masa, inferior al 40% de la masa del Sol.1 Su temperatura interior es relativamente baja y la energía se genera a un ritmo lento por la fusión nuclear de hidrógeno en helio a través de la cadena protón-protón (pp). Por consiguiente, estas estrellas emiten poca luz, con una luminosidad que en algunos casos apenas alcanza 1/10.000 de la luminosidad solar. Incluso la enana roja más grande tiene sólo un 10% de la luminosidad del Sol. En general, en las enanas rojas el transporte de energía desde el interior a la superficie tiene lugar por convección. Esto ocurre porque la radiación es muy difícil debido a la opacidad del interior, que tiene una densidad relativamente alta comparada con la temperatura y es más difícil para los fotones viajar hacia la superficie, de modo que la convección resulta ser un proceso más eficiente para la transmisión de la energía.Al ser las enanas rojas totalmente convectivas, el helio no se acumula en el núcleo y, en comparación con estrellas más grandes, como el Sol, pueden quemar una proporción más grande de su hidrógeno antes de abandonar la secuencia principal. El resultado es que la vida estimada de las enanas rojas supera la edad estimada del Universo, posiblemente de 200.000 millones a varios billones de años, por lo que las estrellas con menos de 0,8 masas solares no han tenido tiempo de dejar la secuencia principal. Las enanas rojas de menor masa tienen vidas aún más largas, lo que implica que su evolución ha de estudiarse mediante modelos matemáticos al no disponer de suficientes datos por observación (Comellas 2009).

    Fuentes:
    – Fatone, R. 1984. La astronomía moderna. Edciones Reverté. pp 994
    -Comellas, J. 2009. El mundo de las estrellas. Equipo Sirius. pp 1487

    Camilo R.A. 12272

  28. Roselynn Marisabel Meneses Agüero dijo:

    Muy buenos días a todos, yo comentare un poco sobre los pulsares, fueron descubiertas por Anthony Hewish y Jocelyn Bell en 1967. Su emisión de radio característica es una seria de pulsos, que están separados con gran presión, que tiene periodos entre unos milisegundos y varios segundos. Emiten pulsos de rayos gamma. Son estrellas de neutrones fuertemente magnetizadas, que tienen campos de intensidad que alcanza los 100 millones de Tesha. Son capaces de acelerar las partículas cargadas hasta energías de mil millones de voltios. Y de otro tema que mencionare son los agujeros negros, son objetos peculiares que tienen propiedades extrañas, sus aspectos son exóticos. Es una región finita con el espacio y en su interior hay una concentración de masa lo suficientemente grande como para crear un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material puede escapar de ella.

    Roselynn Meneses Agüero
    Carné: 12259
    Referencia: http://www.oarval.org/blackholessp.htm
    http://www.oarval.org/pulsarssp.httm

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