¿Cuáles son los diferentes tamaños de estrellas?

¿Cuáles son los diferentes tamaños de estrellas?

los tama├▒os de las estrellas se representan en el diagrama hertzsprung-russell. Los tama├▒os van desde super gigante a enana marr├│n. La percepci├│n del tama├▒o de una estrella tambi├ęn puede verse afectada por la proximidad y el brillo de la estrella. En pocas palabras, una enana blanca cercana podr├şa parecer m├ís brillante que un s├║per gigante rojo distante. tambi├ęn hay una gran cantidad de otros factores que afectan nuestra percepci├│n del tama├▒o de una estrella, y los astr├│nomos est├ín constantemente buscando y descubri├ęndolos.

super estrellas gigantes

Las estrellas conocidas como s├║per gigantes son estrellas luminosas con una masa m├ís de 10 veces superior a la de nuestro sol y han comenzado a decaer. Con estas estrellas, los n├║cleos se contraen, calentando y disparando para fusionar el helio con el carbono y el ox├şgeno. cuando estas estrellas se expanden, se acercan al tama├▒o de las ├│rbitas de los planetas exteriores. Si esto sucede, se convierten en s├║per gigantes rojos. A medida que la estrella se desintegra, la mezcla de carbono y ox├şgeno se comprime en el n├║cleo y se calienta, fundi├ęndose en una mezcla de ne├│n, magnesio y ox├şgeno. La fusi├│n de hidr├│geno y helio se mueve hacia afuera, formando conchas anidadas alrededor del n├║cleo. cuando la fusi├│n de carbono se extingue, la mezcla restante de ne├│n, magnesio y ox├şgeno tambi├ęn se mueve hacia una capa. Los s├║per gigantes rojos tambi├ęn pueden contraerse, calentarse y formar s├║per gigantes azules.

estrellas gigantes

Las estrellas gigantes comienzan con una masa de aproximadamente 0,8 a aproximadamente 10 veces la masa solar de nuestro sol. a medida que evolucionan, el combustible en el núcleo se agota y el núcleo de helio se contrae, se calienta y luego se expande para formar una concha alrededor del núcleo antiguo. cuando eso sucede, la estrella se vuelve más brillante y se expande, y la estrella se convierte en una gigante roja.

secuencia principal estrellas enanas blancas

La secuencia principal de las estrellas enanas blancas, como nuestro sol, se encuentra en la parte central de su evoluci├│n. En esta fase, el helio en el n├║cleo se fusiona en hidr├│geno. estas estrellas tienen una masa del 75 por ciento al 120 por ciento de la masa de nuestro sol. las estrellas de la secuencia principal se expanden para convertirse en estrellas gigantes o s├║per gigantes cuando se acaba el hidr├│geno del n├║cleo. esta progresi├│n, llamada evoluci├│n solar, var├şa mucho en el lapso de tiempo. cuanto m├ís alta es la masa de la estrella, m├ís corto es el ciclo evolutivo, porque las estrellas de mayor masa utilizan su combustible de hidr├│geno mucho m├ís r├ípidamente que las estrellas de menor masa. este proceso puede tomar tan poco como 2 millones de a├▒os para las estrellas de gran masa. Las estrellas de menor masa pueden durar entre 3 y 12 mil millones de a├▒os, casi el mismo lapso de tiempo que se proyecta para la galaxia.

enanas marrones

Las estrellas enanas marrones no tienen suficiente masa para ejecutar el proceso completo de fusión nuclear y la transición de la secuencia principal a las estrellas gigantes o súper gigantes. si su masa está entre 12 masas de júpiter y 78 masas de júpiter, fusionan deuterio, que es hidrógeno pesado con un neutrón extra, al helio. si son más pequeñas que 13 masas de júpiter, la fusión se detiene por completo.



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